Látka takového objektu je několikanásobně vyšší než hustota atomového jádra (která je pro těžká jádra v průměru 2,8⋅10 17 kg/m³). Další gravitační kompresi neutronové hvězdy brání tlak jaderné hmoty vznikající v důsledku interakce neutronů.

Mnoho neutronových hvězd má extrémně vysoká rychlost rotace - až několik set otáček za sekundu. Neutronové hvězdy vznikají z výbuchů supernov.

Obecná informace

Mezi neutronovými hvězdami se spolehlivě změřenými hmotnostmi většina spadá do rozmezí 1,3 až 1,5 hmotnosti Slunce, což se blíží hranici Chandrasekhar. Teoreticky jsou přijatelné neutronové hvězdy o hmotnosti 0,1 až asi 2,16 hmotnosti Slunce. Nejhmotnější známé neutronové hvězdy jsou Vela X-1 (má hmotnost alespoň 1,88±0,13 hmotnosti Slunce na úrovni 1σ, což odpovídá hladině významnosti α≈34 %), PSR J1614–2230 cs (s hmotností odhad 1,97±0,04 slunečního záření) a PSR J0348+0432 en (s odhadem hmotnosti 2,01±0,04 slunečního záření). Gravitace u neutronových hvězd je vyvážena tlakem degenerovaného neutronového plynu, maximální hodnota hmotnosti neutronové hvězdy je dána Oppenheimer-Volkoffovou mez, jejíž číselná hodnota závisí na (dosud málo známé) stavové rovnici. hmoty v jádru hvězdy. Existují teoretické předpoklady, že s ještě větším nárůstem hustoty je možná degenerace neutronových hvězd na hvězdy kvarkové.

Do roku 2015 bylo objeveno více než 2500 neutronových hvězd. Asi 90 % z nich je svobodných. Celkem může v naší Galaxii existovat 10 8 -10 9 neutronových hvězd, tedy asi jedna na tisíc běžných hvězd. Neutronové hvězdy se vyznačují vysokou rychlostí (obvykle stovky km/s). V důsledku narůstání oblačné hmoty může být v této situaci neutronová hvězda viditelná ze Země v různých spektrálních rozsazích, včetně optického, což představuje asi 0,003 % emitované energie (odpovídající 10 magnitudě).

Struktura

Neutronová hvězda má pět vrstev: atmosféru, vnější kůru, vnitřní kůru, vnější jádro a vnitřní jádro.

Atmosféra neutronové hvězdy je velmi tenká vrstva plazmatu (od desítek centimetrů u horkých hvězd po milimetry u studených), ve které vzniká tepelné záření neutronové hvězdy.

Vnější kůra se skládá z iontů a elektronů, její tloušťka dosahuje několika set metrů. Tenká (ne více než několik metrů) připovrchová vrstva horké neutronové hvězdy obsahuje nedegenerovaný elektronový plyn, hlubší vrstvy obsahují degenerovaný elektronový plyn a s rostoucí hloubkou se stává relativistickou a ultrarelativistickou.

Vnitřní kůra se skládá z elektronů, volných neutronů a atomových jader bohatých na neutrony. S rostoucí hloubkou roste podíl volných neutronů a klesá podíl atomových jader. Tloušťka vnitřní kůry může dosáhnout několika kilometrů.

Vnější jádro tvoří neutrony s malou příměsí (několik procent) protonů a elektronů. U neutronových hvězd s nízkou hmotností se vnější jádro může rozšířit až do středu hvězdy.

Masivní neutronové hvězdy mají také vnitřní jádro. Jeho poloměr může dosáhnout několika kilometrů, hustota ve středu jádra může překročit hustotu atomových jader 10-15krát. Složení a stavová rovnice vnitřního jádra nejsou spolehlivě známy: existuje několik hypotéz, z nichž tři nejpravděpodobnější jsou 1) kvarkové jádro, ve kterém se neutrony rozpadají na své základní kvarky up a down; 2) hyperonické jádro baryonů včetně podivných kvarků; a 3) kaonové jádro sestávající z dvoukvarkových mezonů, včetně podivných (anti)kvarků. V současné době však není možné žádnou z těchto hypotéz potvrdit ani vyvrátit.

Volný neutron, in normální podmínky, který není součástí atomového jádra, má obvykle životnost asi 880 sekund, ale gravitační vliv Neutronová hvězda neumožňuje rozpad neutronu, a proto patří neutronové hvězdy mezi nejstabilnější objekty ve vesmíru. [ ]

Chlazení neutronových hvězd

V okamžiku zrodu neutronové hvězdy (následkem výbuchu supernovy) je její teplota velmi vysoká - asi 10 11 K (tedy o 4 řády vyšší než teplota ve středu Slunce), ale velmi rychle klesá díky ochlazování neutrin. Během několika minut teplota klesne z 10 11 na 10 9 K, za měsíc - na 10 8 K. Potom svítivost neutrin prudce klesá (velmi závisí na teplotě) a ochlazování probíhá mnohem pomaleji kvůli fotonu (tepelné) záření z povrchu. Povrchová teplota známých neutronových hvězd, u kterých ji bylo možné změřit, je řádově 10 5 -10 6 K (ačkoli jádro je zjevně mnohem teplejší).

Historie objevů

Neutronové hvězdy jsou jednou z mála tříd kosmických objektů, které byly teoreticky předpovězeny před jejich objevem pozorovateli.

Poprvé myšlenku existence hvězd se zvýšenou hustotou, ještě před objevem neutronu provedeného Chadwickem na začátku února 1932, vyslovil slavný sovětský vědec Lev Landau. Tak ve svém článku „O theorii hvězd“, napsaném v únoru 1931 a z neznámých důvodů opožděně publikovaném 29. února 1932 (více než rok poté), píše: „Očekáváme, že toto všechno [porušení zákonů kvantové mechaniky] by se mělo projevit, když se hustota hmoty stane tak velkou, že se atomová jádra dostanou do těsného kontaktu a vytvoří jedno obří jádro.“

"Vrtule"

Rychlost rotace již nestačí k vyvržení částic, takže taková hvězda nemůže být rádiovým pulsarem. Rychlost otáčení je však stále vysoká a zachycená magnetické pole hmota obklopující neutronovou hvězdu nemůže padat, to znamená, že nedochází k akreci hmoty. Neutronové hvězdy tohoto typu nemají prakticky žádné pozorovatelné projevy a jsou špatně studovány.

Accrector (rentgenový pulsar)

Rychlost rotace se sníží natolik, že už nic nebrání tomu, aby hmota spadla na takovou neutronovou hvězdu. Padající hmota, již v plazmovém stavu, se pohybuje podél magnetických siločar a naráží na pevný povrch těla neutronové hvězdy v oblasti jejích pólů a zahřívá se až na desítky milionů stupňů. Látka zahřátá na takový vysoké teploty, jasně září v oblasti rentgenového záření. Oblast, ve které dochází ke srážce padající hmoty s povrchem tělesa neutronové hvězdy, je velmi malá – jen asi 100 metrů. V důsledku rotace hvězdy tato horká skvrna periodicky mizí z dohledu, takže jsou pozorovány pravidelné pulsace rentgenového záření. Takové objekty se nazývají rentgenové pulsary.

Georotátor

Rychlost rotace takových neutronových hvězd je nízká a nebrání akreci. Ale velikost magnetosféry je taková, že plazma je zastaveno magnetickým polem dříve, než je zachyceno gravitací. Podobný mechanismus funguje v zemské magnetosféře, a proto tento typ neutronové hvězdy dostal své jméno.

Poznámky

1. Dmitrij Trunin. Astrofyzici objasnili maximální hmotnost neutronových hvězd (nedefinováno) . nplus1.ru. Staženo 18. ledna 2018.
2. H. Quaintrell a kol. Hmotnost neutronové hvězdy ve Vela X-1 a slapově indukované neradiální oscilace v GP Vel // Astronomie a astrofyzika. - duben 2003. - č. 401. - s. 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
3. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Neutronová hvězda o dvou slunečních hmotnostech měřená pomocí Shapiro delay (anglicky) // Nature. - 2010. - Sv. 467. - S. 1081-1083.

Úvod

Během své historie se lidstvo nepřestalo snažit pochopit vesmír. Vesmír je souhrn všeho, co existuje, všechny hmotné částice prostoru mezi těmito částicemi. Podle moderních představ je stáří vesmíru asi 14 miliard let.

Velikost viditelné části vesmíru je přibližně 14 miliard světelných let (jeden světelný rok je vzdálenost, kterou světlo urazí ve vakuu za jeden rok). Někteří vědci odhadují rozsah vesmíru na 90 miliard světelných let. Aby bylo pohodlné provozovat tak velké vzdálenosti, používá se hodnota zvaná Parsec. Parsek je vzdálenost, ze které je viditelný průměrný poloměr oběžné dráhy Země kolmo k přímce pohledu pod úhlem jedné obloukové sekundy. 1 parsek = 3,2616 světelných let.

Ve vesmíru existuje obrovské množství různých objektů, jejichž názvy jsou mnohým známé, jako jsou planety a satelity, hvězdy, černé díry atd. Hvězdy jsou velmi rozmanité svou jasností, velikostí, teplotou a dalšími parametry. Mezi hvězdy patří objekty jako bílí trpaslíci, neutronové hvězdy, obři a veleobri, kvasary a pulsary. Zvláště zajímavá jsou centra galaxií. Podle moderních představ je černá díra vhodná pro roli objektu umístěného ve středu galaxie. Černé díry jsou produkty evoluce hvězd, jedinečné svými vlastnostmi. Experimentální spolehlivost existence černých děr závisí na platnosti obecné teorie relativity.

Kromě galaxií je vesmír vyplněn mlhovinami (mezihvězdnými mraky skládajícími se z prachu, plynu a plazmatu), kosmickým mikrovlnným zářením na pozadí, které prostupuje celým vesmírem, a dalšími málo prozkoumanými objekty.

Neutronové hvězdy

Neutronová hvězda je astronomický objekt, který je jedním z konečných produktů evoluce hvězd, sestávající převážně z neutronového jádra pokrytého relativně tenkou (? 1 km) kůrou hmoty v podobě těžkých atomových jader a elektronů. Hmotnosti neutronových hvězd jsou srovnatelné s hmotností Slunce, ale typický poloměr je pouze 10-20 kilometrů. Průměrná hustota hmoty takové hvězdy je tedy několikanásobně vyšší než hustota atomového jádra (která je pro těžká jádra v průměru 2,8 * 1017 kg/m?). Další gravitační kompresi neutronové hvězdy brání tlak jaderné hmoty vznikající v důsledku interakce neutronů.

Mnoho neutronových hvězd má extrémně vysoké rychlosti rotace, až tisíce otáček za sekundu. Předpokládá se, že neutronové hvězdy se rodí během výbuchů. supernovy.

Gravitační síly v neutronových hvězdách jsou vyváženy tlakem degenerovaného neutronového plynu, maximální hodnota hmotnosti neutronové hvězdy je dána Oppenheimer-Volkoffovou hranicí, jejíž číselná hodnota závisí na (dosud málo známé) rovnici stavu hmoty v jádru hvězdy. Existují teoretické předpoklady, že s ještě větším nárůstem hustoty je možná degenerace neutronových hvězd na kvarky.

Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd dosahuje hodnoty 1012-1013 G (Gauss je jednotka měření magnetické indukce) a právě procesy v magnetosférách neutronových hvězd jsou zodpovědné za radiovou emisi pulsarů. Od 90. let 20. století byly některé neutronové hvězdy identifikovány jako magnetary – hvězdy s magnetickým polem řádu 1014 Gaussů nebo vyšším. Taková pole (přesahující „kritickou“ hodnotu 4,414 1013 G, při níž energie interakce elektronu s magnetickým polem převyšuje jeho klidovou energii) zavádějí kvalitativně novou fyziku, neboť specifické relativistické efekty, polarizace fyzikálního vakua atd. stát se významným.

Klasifikace neutronových hvězd

Dva hlavní parametry charakterizující interakci neutronových hvězd s okolní hmotou a v důsledku toho i jejich pozorovací projevy jsou perioda rotace a velikost magnetického pole. V průběhu času hvězda spotřebuje svou rotační energii a její rotační perioda se prodlužuje. Slábne také magnetické pole. Z tohoto důvodu může neutronová hvězda během svého života změnit svůj typ.

Ejektor (rádiový pulsar) - silná magnetická pole a krátká perioda rotace. V nejjednodušší model magnetosféry se magnetické pole otáčí pevně, tedy se stejným úhlová rychlost, což je stejné jako samotná neutronová hvězda. Při určitém poloměru se lineární rychlost rotace pole blíží rychlosti světla. Tento poloměr se nazývá poloměr světelného válce. Za tímto poloměrem nemůže existovat běžné dipólové pole, takže siločáry pole se v tomto bodě přeruší. Nabité částice pohybující se podél magnetických siločar mohou opustit neutronovou hvězdu přes takové útesy a odletět do nekonečna. Neutronová hvězda tohoto typu vyvrhuje (vyvrhuje) relativisticky nabité částice, které vyzařují v rádiovém dosahu. Pro pozorovatele vypadají ejektory jako rádiové pulsary.

Vrtule - rychlost rotace již nestačí pro vymrštění částic, takže taková hvězda nemůže být radiový pulsar. Je však stále velká a hmota obklopující neutronovou hvězdu zachycená magnetickým polem nemůže padat, to znamená, že nedochází k narůstání hmoty. Neutronové hvězdy tohoto typu nemají prakticky žádné pozorovatelné projevy a jsou špatně studovány.

Accretor (rentgenový pulsar) - rychlost rotace je snížena natolik, že již nic nebrání pádu hmoty na takovou neutronovou hvězdu. Klesající plazma se pohybuje podél magnetických siločar a naráží na pevný povrch v oblasti pólů neutronové hvězdy a zahřívá se až na desítky milionů stupňů. Hmota zahřátá na tak vysoké teploty září v oblasti rentgenového záření. Oblast, ve které se padající hmota sráží s povrchem hvězdy, je velmi malá – jen asi 100 metrů. V důsledku rotace hvězdy tato horká skvrna periodicky mizí z dohledu, což pozorovatel vnímá jako pulsace. Takové objekty se nazývají rentgenové pulsary.

Georotátor - rychlost rotace takových neutronových hvězd je nízká a nebrání akreci. Ale velikost magnetosféry je taková, že plazma je zastaveno magnetickým polem dříve, než je zachyceno gravitací. Podobný mechanismus funguje v zemské magnetosféře, a proto dostal tento typ své jméno.

MOSKVA 28. srpna – RIA Novosti. Vědci objevili rekordně těžkou neutronovou hvězdu s dvojnásobnou hmotností než Slunce, což je donutilo přehodnotit řadu teorií, zejména teorii, že uvnitř superhusté hmoty neutronových hvězd mohou být „volné“ kvarky. článek publikovaný ve čtvrtek v časopise Nature.

Neutronová hvězda je „mrtvola“ hvězdy, která zůstala po výbuchu supernovy. Jeho velikost nepřesahuje velikost malého města, ale hustota hmoty je 10-15krát vyšší než hustota atomového jádra - „špetka“ hmoty neutronové hvězdy váží více než 500 milionů tun.

Gravitace „lisuje“ elektrony na protony a mění je na neutrony, což je důvod, proč neutronové hvězdy dostávají své jméno. Až donedávna se vědci domnívali, že hmotnost neutronové hvězdy nemůže překročit dvě hmotnosti Slunce, protože jinak by gravitace „zhroutila“ hvězdu do černé díry. Stav nitra neutronových hvězd je do značné míry záhadou. Například přítomnost „volných“ kvarků a podobně elementární částice, jako K-mezony a hyperony v centrálních oblastech neutronové hvězdy.

Autoři studie, skupina amerických vědců vedená Paulem Demorestem z National Radio Observatory, studovali dvojhvězdu J1614-2230, tři tisíce světelných let od Země, jejíž jednou složkou je neutronová hvězda a druhou bílý trpaslík. .

V tomto případě je neutronovou hvězdou pulsar, tedy hvězda vyzařující úzce směrované toky radiové emise v důsledku rotace hvězdy, tok záření lze detekovat z povrchu Země pomocí radioteleskopů; v různých časových intervalech.

Bílý trpaslík a neutronová hvězda se vůči sobě otáčejí. Rychlost průchodu rádiového signálu ze středu neutronové hvězdy je však ovlivněna gravitací bílého trpaslíka, který ji „zpomaluje“. Vědci mohou měřením doby příchodu rádiových signálů na Zemi přesně určit hmotnost objektu „zodpovědného“ za zpoždění signálu.

"Máme s tímto systémem velké štěstí. Rychle rotující pulsar nám dává signál přicházející z oběžné dráhy, která je perfektně umístěna. Navíc je náš bílý trpaslík na hvězdy tohoto typu poměrně velký. Tato jedinečná kombinace nám umožňuje plně využít Shapiro efekt (gravitační zpoždění signálu) a zjednodušuje měření,“ říká jeden z autorů článku Scott Ransom.

Binární soustava J1614-2230 je umístěna tak, že ji lze pozorovat téměř zboku, tedy v orbitální rovině. To usnadňuje přesné měření hmotnosti hvězd, z nichž se skládá.

Výsledkem bylo, že hmotnost pulsaru se rovnala 1,97 hmotnosti Slunce, což se stalo rekordem pro neutronové hvězdy.

„Tato hmotnostní měření nám říkají, že pokud v jádru neutronové hvězdy kvarky vůbec jsou, nemohou být „volné“, ale s největší pravděpodobností musí vzájemně interagovat mnohem silněji než u „obyčejných“. atomová jádra“, vysvětluje vedoucí skupiny astrofyziků pracujících na této problematice, Feryal Ozel z Arizona State University.

"Je pro mě úžasné, že něco tak jednoduchého, jako je hmotnost neutronové hvězdy, může říci tolik v různých oblastech fyziky a astronomie," říká Ransom.

Astrofyzik Sergej Popov ze Šternberského státního astronomického ústavu poznamenává, že studium neutronových hvězd může poskytnout zásadní informace o struktuře hmoty.

„V pozemských laboratořích je nemožné studovat hmotu s hustotou mnohem větší, než je hustota jádra, a to je naštěstí velmi důležité pro pochopení toho, jak svět funguje hustá látka existuje v hlubinách neutronových hvězd. Pro určení vlastností této látky je velmi důležité zjistit jaké maximální hmotnost neutronová hvězda může mít a neproměnit se v černou díru,“ řekl Popov RIA Novosti.

Hvězdy s hmotností 1,5–3krát větší než je hmotnost Slunce nebudou na konci svého života schopny zastavit kontrakci ve stádiu bílého trpaslíka. Mocné síly gravitace je stlačí na takovou hustotu, při které dojde k „neutralizaci“ hmoty: interakce elektronů s protony povede k tomu, že téměř celá hmota hvězdy bude obsažena v neutronech. Zformováno neutronová hvězda. Nejhmotnější hvězdy se mohou stát neutronovými hvězdami poté, co explodují jako supernovy.

Koncept neutronových hvězd

Koncept neutronových hvězd není nový: první návrh o možnosti jejich existence učinili talentovaní astronomové Fritz Zwicky a Walter Baarde z Kalifornie v roce 1934. (O něco dříve, v roce 1932, možnost existence neutronových hvězd předpověděl slavný sovětský vědec L.D. Landau.) Koncem 30. let se stala předmětem výzkumu dalších amerických vědců Oppenheimera a Volkova. Zájem těchto fyziků o tento problém byl způsoben touhou určit konečnou fázi evoluce masivní kontrahující hvězdy. Vzhledem k tomu, že role a význam supernov byly objeveny přibližně ve stejnou dobu, bylo navrženo, že neutronová hvězda by mohla být pozůstatkem výbuchu supernovy. Bohužel s vypuknutím druhé světové války se pozornost vědců obrátila k vojenským potřebám a podrobné studium těchto nových a vysoce záhadných objektů bylo pozastaveno. Poté, v 50. letech, bylo studium neutronových hvězd obnoveno čistě teoreticky, aby se zjistilo, zda souvisejí s problémem zrodu. chemické prvky v centrálních oblastech hvězd.
zůstávají jediným astrofyzikálním objektem, jehož existence a vlastnosti byly předpovězeny dlouho před jejich objevením.

Na počátku 60. let byl objev kosmických zdrojů rentgenového záření velmi povzbudivý pro ty, kteří považovali neutronové hvězdy za možné zdroje nebeské rentgenové záření. Do konce roku 1967 byl objeven nová třída nebeské objekty – pulsary, což vedlo vědce ke zmatku. Tento objev byl nejvíce důležitá událost při studiu neutronových hvězd, neboť opět vyvolal otázku původu kosmického rentgenového záření. Pokud jde o neutronové hvězdy, je třeba vzít v úvahu, že jejich fyzikální vlastnosti jsou stanoveny teoreticky a jsou velmi hypotetické, protože fyzické podmínky, existující v těchto tělech, nelze reprodukovat v laboratorních experimentech.

Vlastnosti neutronových hvězd

Na vlastnosti neutronových hvězd mají rozhodující vliv gravitační síly. Podle různé odhady, průměry neutronových hvězd jsou 10-200 km. A tento objem, bezvýznamný kosmickými pojmy, je „naplněn“ takovým množstvím hmoty, které může činit až nebeské tělo, podobně jako Slunce, s průměrem asi 1,5 milionu km a hmotností téměř třetina milionukrát těžší než Země! Přirozeným důsledkem této koncentrace hmoty je neuvěřitelně vysoká hustota neutronové hvězdy. Ve skutečnosti se ukáže být tak hustý, že může být i pevný. Gravitace neutronové hvězdy je tak velká, že by tam člověk vážil asi milion tun. Výpočty ukazují, že neutronové hvězdy jsou vysoce magnetizované. Odhaduje se, že magnetické pole neutronové hvězdy může dosáhnout 1 milionu. milion gaussů, zatímco na Zemi je to 1 gauss. Poloměr neutronové hvězdy Předpokládá se, že je asi 15 km a hmotnost je asi 0,6 - 0,7 hmotnosti Slunce. Vnější vrstva je magnetosféra sestávající ze zředěného elektronu a jaderného plazmatu, kterou proniká silné magnetické pole hvězdy. Zde vznikají rádiové signály, které jsou punc pulsary. Ultrarychlé nabité částice, pohybující se ve spirálách podél magnetických siločar, dávají vzniknout různým typům záření. V některých případech se záření vyskytuje v rádiovém rozsahu elektromagnetického spektra, v jiných - záření na vysokých frekvencích.

Hustota neutronové hvězdy

Téměř bezprostředně pod magnetosférou dosahuje hustota látky 1 t/cm3, což je 100 000 krát větší než hustota železa. Další vrstva po vnější vrstvě má ​​vlastnosti kovu. Tato vrstva „supertvrdé“ látky je v krystalické formě. Krystaly se skládají z jader atomů o atomových hmotnostech 26 - 39 a 58 - 133. Tyto krystaly jsou extrémně malé: k překonání vzdálenosti 1 cm je třeba seřadit v jedné linii asi 10 miliard krystalů. Hustota v této vrstvě je více než 1 milionkrát vyšší než ve vnější vrstvě nebo jinak 400 miliardkrát vyšší než hustota železa.
Pohybujeme se dále směrem ke středu hvězdy a překračujeme třetí vrstvu. Zahrnuje oblast těžkých jader, jako je kadmium, ale je také bohatá na neutrony a elektrony. Hustota třetí vrstvy je 1000krát větší než u předchozí. Pronikáním hlouběji do neutronové hvězdy se dostáváme do čtvrté vrstvy a hustota se mírně zvyšuje - asi pětkrát. Při takové hustotě si však jádra již nemohou udržet svou fyzickou integritu: rozpadají se na neutrony, protony a elektrony. Většina hmoty je ve formě neutronů. Na každý elektron a proton připadá 8 neutronů. Tuto vrstvu lze v podstatě považovat za neutronovou kapalinu „kontaminovanou“ elektrony a protony. Pod touto vrstvou se nachází jádro neutronové hvězdy. Zde je hustota přibližně 1,5krát větší než v nadložní vrstvě. A přesto i takové malé zvýšení hustoty vede k tomu, že částice v jádře se pohybují mnohem rychleji než v jakékoli jiné vrstvě. Kinetická energie pohybu neutronů smíchaných s malým počtem protonů a elektronů je tak velká, že neustále dochází k nepružným srážkám částic. Při srážkových procesech se rodí všechny částice a rezonance známé v jaderné fyzice, kterých je více než tisíc. S největší pravděpodobností existuje velké množství nám dosud neznámých částic.

Teplota neutronové hvězdy

Teploty neutronových hvězd jsou poměrně vysoké. To se dá očekávat vzhledem k tomu, jak vznikají. Během prvních 10 - 100 tisíc let existence hvězdy se teplota jádra sníží na několik set milionů stupňů. Poté začíná nová fáze, kdy teplota jádra hvězdy pomalu klesá v důsledku emise elektromagnetického záření.

Pozůstatek supernovy Corma-A, která má ve svém středu neutronovou hvězdu

Neutronové hvězdy jsou pozůstatky hmotných hvězd, které dosáhly konce své evoluční cesty v čase a prostoru.

Tyto zajímavé objekty se rodí z kdysi masivních obrů, kteří jsou čtyřikrát až osmkrát větší než naše Slunce. To se děje při výbuchu supernovy.

Po takovém výbuchu jsou vnější vrstvy vyhozeny do vesmíru, jádro zůstává, ale už není schopno podporovat jadernou fúzi. Bez vnějšího tlaku z nadložních vrstev se katastrofálně zhroutí a smrští.

Navzdory svému malému průměru - asi 20 km, se neutronové hvězdy mohou pochlubit 1,5krát větší hmotností než naše Slunce. Jsou tedy neuvěřitelně husté.

Malá lžička hvězdné hmoty na Zemi by vážila asi sto milionů tun. V něm se protony a elektrony spojují a vytvářejí neutrony – proces zvaný neutronizace.

Sloučenina

Jejich složení není známo, předpokládá se, že mohou sestávat ze supratekuté neutronové kapaliny. Mají extrémně silnou gravitaci, mnohem větší než Země nebo dokonce Slunce. Tato gravitační síla je obzvláště působivá, protože má malou velikost.
Všechny se otáčejí kolem osy. Během komprese je zachován úhlový moment rotace a díky zmenšení velikosti se zvyšuje rychlost rotace.

Díky obrovské rychlosti otáčení, vnější povrch, což je pevná „kůra“, periodicky dochází k prasklinám a „hvězdným otřesům“, které zpomalují rychlost rotace a uvolňují „přebytečnou“ energii do prostoru.

Ohromující tlaky, které existují v jádře, mohou být podobné těm, které existovaly v době velkého třesku, ale bohužel je nelze simulovat na Zemi. Proto jsou tyto objekty ideálními přírodními laboratořemi, kde můžeme pozorovat energie nedostupné na Zemi.

Rádiové pulsary

Rádiové ulsary byly objeveny koncem roku 1967 postgraduální studentkou Jocelyn Bell Burnell jako rádiové zdroje, které pulzují na konstantní frekvenci.
Záření emitované hvězdou je viditelné jako zdroj pulzujícího záření neboli pulsar.

Schematické znázornění rotace neutronové hvězdy

Rádiové pulsary (nebo jednoduše pulsary) jsou rotující neutronové hvězdy, jejichž částice se pohybují téměř rychlostí světla jako rotující paprsek majáku.

Poté, co se pulsary nepřetržitě otáčejí několik milionů let, ztrácejí svou energii a stávají se normálními neutronovými hvězdami. Dnes je známo jen asi 1000 pulsarů, i když jich v galaxii mohou být stovky.

Rádiový pulsar v Krabí mlhovině

Některé neutronové hvězdy vyzařují rentgenové záření. Slavná Krabí mlhovina dobrý příklad takový objekt vznikl při výbuchu supernovy. Tato exploze supernovy byla pozorována v roce 1054 našeho letopočtu.

Vítr z Pulsaru, video dalekohledu Chandra

Rádiový pulsar v Krabí mlhovině vyfotografovaný Hubbleovým vesmírným dalekohledem přes 547nm filtr (zelené světlo) od 7. srpna 2000 do 17. dubna 2001.

Magnetary

Neutronové hvězdy mají magnetické pole milionkrát silnější než nejsilnější magnetické pole vytvořené na Zemi. Jsou také známé jako magnetary.

Planety kolem neutronových hvězd

Dnes víme, že čtyři mají planety. Když je ve dvojkové soustavě, je možné změřit její hmotnost. Z těchto rádiových nebo rentgenových dvojhvězd byly naměřené hmotnosti neutronových hvězd asi 1,4krát větší než hmotnost Slunce.

Duální systémy

Zcela jiný typ pulsaru je vidět v některých rentgenových dvojhvězdách. V těchto případech vzniká neutronová hvězda a obyčejná hvězda duální systém. Silné gravitační pole táhne materiál z obyčejné hvězdy. Materiál padající na něj během procesu narůstání se zahřívá natolik, že produkuje rentgenové záření. Pulsní rentgenové paprsky jsou viditelné, když horké skvrny na rotujícím pulsaru procházejí linií pohledu ze Země.

U binárních systémů obsahujících neznámý objekt tato informace pomáhá rozlišit, zda se jedná o neutronovou hvězdu, nebo například o černou díru, protože černé díry jsou mnohem hmotnější.