Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Smazaný obsah Přidaný obsah
Vegetator (diskusia | príspevky)
šablóna pracuje sa sa nepoužíva tak dlho
Vegetator (diskusia | príspevky)
Riadok 13: Riadok 13:
V roku 1967 sa študentke na MRAO ([[Milliard Radio Astronomy Observatory]]) [[Jocelyn Burnellová|Jocelyn Bell Burnellovej]] a vedúcim jej práce [[Antony Hewish|Antony Hewishom]] pri preskúmavaní nočnej oblohy novým [[Rádioteleskop|rádioteleskopom]], náhodne podarilo objaviť zdroj vysielajúci pravidelné pulzy rádiových vĺn v 1,3 sekundových intervaloch – išlo o rádiový signál od vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy ''PSR B1919+21.'' Neskôr sa takýchto objektov podarilo objaviť viac a každý sa opakoval s pravidelnou periódou – povaha týchto zdrojov, nazývaných ako pulzary, ostala po určitý čas nejasná. [[Thomas Gold]] a [[Franco Pacini]] navrhli, že oným zdrojom sú rotujúce neutrónové hviezdy.
V roku 1967 sa študentke na MRAO ([[Milliard Radio Astronomy Observatory]]) [[Jocelyn Burnellová|Jocelyn Bell Burnellovej]] a vedúcim jej práce [[Antony Hewish|Antony Hewishom]] pri preskúmavaní nočnej oblohy novým [[Rádioteleskop|rádioteleskopom]], náhodne podarilo objaviť zdroj vysielajúci pravidelné pulzy rádiových vĺn v 1,3 sekundových intervaloch – išlo o rádiový signál od vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy ''PSR B1919+21.'' Neskôr sa takýchto objektov podarilo objaviť viac a každý sa opakoval s pravidelnou periódou – povaha týchto zdrojov, nazývaných ako pulzary, ostala po určitý čas nejasná. [[Thomas Gold]] a [[Franco Pacini]] navrhli, že oným zdrojom sú rotujúce neutrónové hviezdy.


O rok neskôr vykonávali [[John Cocke]], [[Don Taylor]] a [[Michael Disney]] pozorovania hviezdy v [[Krabia hmlovina|Krabej hmlovine]]. Zistili, že hviezda v strede hmloviny bliká 30-krát za sekundu. Objavenie pulzaru v srdci Krabej hmloviny prvý krát preukázalo, že pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Objav rýchle točiaceho sa pulzaru vyriešil záhadu, prečo hmlovina stále tak jasne žiari.<ref name=":0" />
O rok neskôr vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v [[Krabia hmlovina|Krabej hmlovine]]. Zistili, že hviezda v strede hmloviny bliká 30-krát za sekundu. Objavenie pulzaru v srdci Krabej hmloviny prvý krát preukázalo, že pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Objav rýchle točiaceho sa pulzaru vyriešil záhadu, prečo hmlovina stále tak jasne žiari.<ref name=":0" />


V roku 1974 bola Antonymu Hewisovi za jeho hlavnú úlohu v objave pulzarov udelená Nobelova cena, bez Jocelyn Bellovej, ktorá na objave predtým spolupracovala. [[Don Backer]] objavil v roku 1982 prvý milisekundový pulzar PSR B1937+21. Rotoval 642-krát za sekundu a po dobu 24 rokov ostal do objavu pulzaru PSR J1748-2446ad (rotujúci viac ako 700-krát za sekundu) najrýchlejšie rotujúcim milisekundovým pulzarom.
V roku 1974 bola Antonymu Hewisovi za jeho hlavnú úlohu v objave pulzarov udelená Nobelova cena, bez Jocelyn Bellovej, ktorá na objave predtým spolupracovala. [[Don Backer]] objavil v roku 1982 prvý milisekundový pulzar PSR B1937+21. Rotoval 642-krát za sekundu a po dobu 24 rokov ostal do objavu pulzaru PSR J1748-2446ad (rotujúci viac ako 700-krát za sekundu) najrýchlejšie rotujúcim milisekundovým pulzarom.

Verzia z 11:46, 8. júl 2021

Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd, prostredníctvom ktorej vznikli v časopriestore gravitačné vlny.

Neutrónová hviezda je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý vznikne po výbuchu supernovy. Je to degenerovaná hviezda z neutrónového plynu a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných hviezd – nadobrov, ktoré dosahujú približne 20-násobok hmotnosti Slnka. V ich vnútri dochádza k postupnej syntéze ľahších prvkov na ťažšie, po vzniku železa exploduje hviezda vo výbuchu supernovy a jej jadro je stlačené do neutrónovej hviezdy s extrémnou hustotou. Myslíme si, že na rozdiel od čiernych dier, či iných hypotetických objektov, ktoré ešte neboli experimentálne potvrdené alebo vyvrátené, sú práve neutrónové hviezdy tímy najmenšími a zároveň najhustejšími objektami vo vesmíre. Pozorované neutrónové hviezdy dosahujú na svojom povrchu približne 6 000 kelvinov. Ich magnetické a gravitačné polia sú miliárdkrát silnejšie ako má Zem. Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 hmotnosti Slnka, ale menšia, než 2,16 hmotnosti Slnka. Po prekročení 2,16-násobku hmotnosti Slnka (Oppenheimerova-Volkoffova medza), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou – čiernej diery.

Podľa súčasných dohadov sa v našej galaxii Mliečna cesta nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd, pričom približne 5 % tvoria binárne systémy, kde jednou zo zložiek je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhú zložku tvorí plazmová hviezda. Väčšina neutrónových hviezd je však veľmi starých a chladných – keďže žiaria veľmi málo, je ich veľmi ťažké detegovať. Od detekcie blízkej neutrónovej hviezdy RX J185635-3754 vďaka Hubbleovmu vesmírnemu teleskopu v 90. rokoch 20. storočia bolo detegovaných niekoľko blízkych neutrónových hviezd, ktoré zjavne emitujú iba tepelné žiarenie.

Matematický predpoklad pre čierne a neutrónové hviezdy poskytol už v roku 1930 teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar, neutrónové hviezdy boli však potvrdené až v roku 1967, kedy rádioastronómka Jocellyn Bell Burnelová spolu s Antony Hewisom zachytili rádiový signál od vzdialenej a izolovanej rotujúcej neutrónovej hviezdy – pulzaru PSR B1919+21.

História objavov

Rýchlo rotujúca neutrónová hviezda (pulzar) v srdci Krabej hmloviny (biela bodka blízko stredu). Objavenie pulzaru J. Cockeom, D. Taylorom a M. Disneyom po niekoľkých rokoch prinieslo odpoveď na otázku, prečo Krabia hmlovina jasne žiari.

Matematický základ pre samotnú myšlienku existencie čiernych a neutrónových hviezd poskytol už roku 1930 Subrahmanyan Chandrasekhar, ktorý si uvedomil, že pri hranici 1,4-násobku hmotnosti Slnka neexistuje pre bieleho trpaslíka žiadna gravitačná rovnováha (pozri Vznik a fyzikálne vlastnosti). Keďže sa ešte vtedy neuvažovalo o objektoch, ktoré by vznikli po zrútení veľmi hmotných hviezd, teória bola medzi vedeckou komunitou prijatá s veľkou, v niektorých prípadoch až útočnou kritikou na jeho meno. Dnes však vieme, že Chandrasekhar mal pravdu. O niečo neskôr, konkrétne v roku 1934, astronómovia Walter Baade a Fritz Zwicky usúdili, že zrútenie veľmi hmotných hviezd, jav známy ako výbuch supernovy, je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní.[1] Po tomto zrútení je hviezda stlačená do veľkosti 10 kilometrov a s hustotou zrovnateľnou s hustotou atómového jadra. Hoci na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľkokrát teoreticky potvrdené, ich existencia ostala až do roku 1968 len čisto hypotetická.

Prvé priame pozorovanie neutrónovej hviezdy (RX J1856.5−3754) vo viditeľnom svetle.

V roku 1967 sa študentke na MRAO (Milliard Radio Astronomy Observatory) Jocelyn Bell Burnellovej a vedúcim jej práce Antony Hewishom pri preskúmavaní nočnej oblohy novým rádioteleskopom, náhodne podarilo objaviť zdroj vysielajúci pravidelné pulzy rádiových vĺn v 1,3 sekundových intervaloch – išlo o rádiový signál od vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy PSR B1919+21. Neskôr sa takýchto objektov podarilo objaviť viac a každý sa opakoval s pravidelnou periódou – povaha týchto zdrojov, nazývaných ako pulzary, ostala po určitý čas nejasná. Thomas Gold a Franco Pacini navrhli, že oným zdrojom sú rotujúce neutrónové hviezdy.

O rok neskôr vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v Krabej hmlovine. Zistili, že hviezda v strede hmloviny bliká 30-krát za sekundu. Objavenie pulzaru v srdci Krabej hmloviny prvý krát preukázalo, že pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Objav rýchle točiaceho sa pulzaru vyriešil záhadu, prečo hmlovina stále tak jasne žiari.[1]

V roku 1974 bola Antonymu Hewisovi za jeho hlavnú úlohu v objave pulzarov udelená Nobelova cena, bez Jocelyn Bellovej, ktorá na objave predtým spolupracovala. Don Backer objavil v roku 1982 prvý milisekundový pulzar PSR B1937+21. Rotoval 642-krát za sekundu a po dobu 24 rokov ostal do objavu pulzaru PSR J1748-2446ad (rotujúci viac ako 700-krát za sekundu) najrýchlejšie rotujúcim milisekundovým pulzarom.

V roku 2019 sa vedcom podarilo objaviť (doteraz) najhmotnejšiu neutrónovú hviezdu – J0740+6620. Ide o pulzar, ktorý je súčasťou binárneho systému, dvojhviezdy s bielym trpaslíkom. Hmotnosť J0740+6620 bola určená na 2,14 násobok hmotnosti Slnka, čo je veľmi tesne k teoretickej hornej hranici hmotnosti neutrónových hviezd.

Planéty pri neutrónových hviezdach

Z nedávnych objavov je už oficiálne potvrdené, že neutrónové hviezdy, resp. pulzary alebo iné rýchlo otáčajúce sa neutrónové hviezdy môžu hostiť planéty. Keď okolo pulzaru obieha určitý objekt (v tomto prípade planéta), spôsobí pravidelné zmeny v jeho pulzácií, čo vie byť zistené pomocou presných časových meraní.

Oznámenie o vôbec prvej planéte, ktorá obieha okolo neutrónovej hviezdy, je z roku 1991, kedy Andrew G. Lyne objavil planétu rotujúcu okolo pulzaru PSR 1829–10. O rok na to Aleksander Wolszczan a Dale Frail oznámili objav planetárneho systému okolo milisekundového pulzaru PSR 1257 + 12. Išlo o prvé extrasolárne planéty, u ktorých sa existencia skutočne potvrdila.

Z údajov z roku 2000 sa zistilo, že milisekudnový pulzar PSR B1620–26 má spoločníka- konkrétne cirkubinárnu planétu (planéta, ktorá obieha dve hviezdy namiesto jednej), pomenovanú ako PSR B1620–26 b ktorá zároveň obieha okolo bieleho trpaslíka WD B1620–26. Vek planéty sa udáva podľa odhadov na až 12,6 miliárd rokov,[2] čo z nej robí doteraz najstaršiu objavenú planétu v histórii.

Zoznam niekoľkých potvrdených planét, ktoré obiehajú neutrónové hviezdy.
Názov pulzaru Názov objektu Hmotnosť Rok objavu
PSR B1620-26 PSR B1620-26 b 2,5 MJ 2003
PSR B1257+12

PSR B1257+12 A

PSR B1257+12 B

PSR B1257+12 C

0,020 M

4,3 M

3,90 M

1994

1992

1992

PSR B1957+20

PSR B1957+20 b 22 MJ 1988

Vznik

Zjednodušený proces vzniku neutrónovej hviezdy. Horný riadok – vonkajšie vrstvy masívnej hviezdy sa začnú rútiť na vnútorné jadro, čím vzniká rázová vlna. Stredný riadok –  hmota klesajúcich vrstiev sa stláča, čo spôsobí výbuch neutrín a zahreje plyn vo vnútri. Spodný riadok – hviezda vybúcha ako supernova, vzniká silná rázová vlna, ktorá odhodí vonkajšie vrstvy rýchlosťou až 20 000 kilometrov za sekundu. Z jadra vznikne neutrónová hviezda.

Tlak, ktorý vďaka jadrovej syntéze vytvára hviezdne jadro spaľovaním vodíka na hélium, v niektorých prípadoch aj na ťažšie prvky, udržuje po niekoľko miliárd rokov hviezdu v gravitačnej rovnováhe. Pri ubúdaní prvkov v jadre hviezdy sa reakcie zrýchľujú, veľkosť a žiarenie hviezdy sa zvyšuje a jej životnosť sa začína krátiť. V prípade hviezd typu hlavnej postupnosti vrátane nášho Slnka, budú jej jadrové reakcie pokračovať do chvíle, kým sa v jadre minie zásoba vodíka a hélia-teda prvkov, ktoré hviezda potrebuje na priebeh fúzie. Keďže už nevie vytvoriť tlak, ktorý by smerom z jadra vzdoroval gravitačnému tlaku z vonkajška hviezdy, horná plynná vrstva sa odhodí v podobe planetárnej hmloviny a k jadru začnú prepadať tlaky, ktoré ho zmenšia na teleso, ktoré nazývame biely trpaslík. Na rozdiel od iných hviezd vo vesmíre, sú práve biely trpaslíci telesami, ktoré by vedeli ostať v gravitačnej rovnováhe nekonečne dlho, pretože ich náhodný pohyb častíc nezávisí na teplote plynu v ich jadre. To teda znamená, že keď sa biely trpaslíci ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, nezmršťujú sa a nestrácajú ani oporu v tlaku. Tlak, ktorý gravitačne udržuje bielych trpaslíkov, sa nazýva degenerativný tlak, ktorý zapríčiňuje kvantovo mechanický efekt- Pauliho vylučovací princíp. Vylučovací princíp tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu zároveň[1]- zabraňuje tak fermiónom- elementárnym časticiam známej hmoty- aby sa nachádzali blízko seba a aby mali súčasne rovnaké rýchlosti. Keď sa fermióny k sebe približujú, vylučovací princíp ich núti k veľkým rýchlostiam, ktorý odoláva silnému stláčaniu a vzniká tak degenerovaný plyn, ktorý udržuje bieleho trpaslíka v gravitačnej rovnováhe-hviezda sa môže stať bielym trpaslíkom, keď jej elektróny zdegenerujú a stlačia sa na hustotu miliónkrát vyššiu, ako je hustota vody. Keď sa hmotnosť bielych trpaslíkov zvyšuje, náhodné rýchlosti spôsobené degeneráciou sa zvyšujú spolu s touto veličinou a dosahujú rýchlosti blížiacich sa rýchlosti svetla. V roku 1930 si mladý indický teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar uvedomil, že pri bielych trpaslíkov hmotnosti vyššej ako 1,4 násobok Slnka,[1] neexistuje gravitačná rovnováha, pretože pri zvyšovaní rýchlosti elektrónov blížiacich sa rýchlosti svetla oslabuje odolnosť degenerovaného plynu, schopnosť odolávať stláčaniu gravitácie. Vďaka tomu by sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu Chandrasekharovu medzu gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy, zväčša typu II alebo aj Ic či Ib, prepadnú k bielemu trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko atómového jadra. Tie pri silných tlakoch narazia do protónov, ktoré sa rozpadnú na ďalšie neutróny a prakticky celý priestor atómu vyplnia tieto častice, čo vedie k neuveriteľnej hustote, ktorá dosahuje vyššie hodnoty než 1014 g/cm3. Z jadra začína vznikať pozostatok hviezdy, ktorý je prakticky tvorený neutrónmi (z toho aj názov neutrónová hviezda).

Fyzikálne vlastnosti

Teplota a hmota

V súčasnosti vieme, že veľmi hmotné hviezdy v priebehu ich hviezdneho života môžu strácať malý zlomok svojej hmotnosti vďaka silným hviezdnym vetrom a preto hviezdy mierne ťažšie ako 1,4 násobok Slnka môžu pravdepodobne skončiť ako biely trpaslíci. Každopádne, ako zistil v Subrahmanyan Chandrasekhar, pre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka neexistuje gravitačná rovnováha- minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti a viac. Pre neutrónové hviezdy existuje aj horná hranica hmotnosti, ktorá určuje, kedy sa biely trpaslík gravitačne zrúti do objektu s extrémne silnou gravitáciou- čiernej diery. Limit pre Oppenheimerova-Volkoffova medzu sa všeobecne pohybuje okolo 2,1 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,16 M☉ slnečnej hmotnosti.[3] Vychádza sa z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je 2,14M☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,6 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia pozorovateľná hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Preto boli medzi 2,16M☉ a 5M☉ navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy, ako napr. kvarkové hviezdy, no stále sa ich existencia nepotvrdila, hoci existujú kandidáti na tento typ hviezd. Teploty vo vnútri vzniknutej neutrónovej hviezdy dosahujú okolo 1011 do 1012 K.[4] V priebehu niekoľkých rokov však žiarenie vďaka veľkému emitovaniu neutrín a fotónov rapídne klesne zhruba na 106 K. Pri tejto teplote začne neutrónová hviezda emitovať väčšinu svojho žiarenia v röntgenovej oblasti elektromagnetického spektra. Podobne, ako podľa Hertzsprungov-Russellovho diagramu klasifikujeme hviezdy do jednotlivých kategórií, tak aj vedci navrhli klasifikáciu neutrónových hviezd podľa ich rýchlosti ochladzovania a hmotnosti:

typ I – neutrónové hviezdy s nízkou, z hľadiska klasifikácie najnižšou rýchlosťou ochladzovania a hmotnosti

typ II – neutrónové hviezdy s vyššou hmotnosťou a rýchlosťou ochladzovania ako neutrónové hviezdy typu I

typ III – neutrónové hviezdy ešte s vyššou rýchlosťou ochladzovania a hmotnosťou blížiacej sa ku kritických hodnôt 2 M☉ a vyššie.

Gravitačné pole
Gravitačná výchylka svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.

Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty- gravitačné pole neutrónovej hviezdy je približne 2000 krát silnejšie ako má Zem.[5] Z teórie relativity vyplýva, že objekt s veľmi silným gravitačným poľom bude ohýbať svetelné lúče a vytvárať tak (gravitačnú) šošovku. To sa deje aj pri neutrónovej hviezde, kde silné gravitačné pole ohýba fotóny emitované neutrónovou hviezdou tak, aby boli viditeľné časti bežne neviditeľného zadného povrchu.[6] Ak je polomer neutrónovej hviezdy 3GM / c2 (kde GM znamená súčin gravitačnej konštanty a hmotnosti telesa, a c2 znamená druhú mocninu rýchlosti svetla) alebo aj menej, fotóny môžu byť zachytené na obežnej dráhe, vďaka čomu sa zviditeľní celý povrch tejto neutrónovej hviezdy z jediného východného, pozorovaného bodu. Ak by sme nejaký objekt s polomerom 12 km pustili na povrch neutrónovej hviezdy, na povrch by sa dostal približne s rýchlosťou 1400 km/hod. V tomto prípade sme však upustili od špagetizácie, (neodborné) označenie pre silné natiahnutie telesa pri vystavení silnej gravitačnej sile- objekt by bol ešte pred pádom na neutrónovú hviezdu takmer okamžite roztiahnutý na dlhý pás materiálu.

Magnetické pole

Neutrónové hviezdy, ktorých magnetické pole dosahuje 108-1011 T (pre porovnanie – magnetické pole Zeme dosahuje len 0,0000305 tesla) sú všeobecne známe ako magnetary, ktoré sa stali prijímanou hypotézou na vysvetlenie mäkkých gama opakovačov (SGR) a anomálne röntgenové pulzary (AXP). Ich magnetické pole je také silné, že spôsobuje "rozpad" kôry samotnej neutrónovej hviezdy (pozri Vnútorná štruktúra), pričom tento rozpad sprevádzajú krátke, mohutné svetelné záblesky žiarenia gama a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie. Magnetar SGR 1806-20 uvoľnil pri výbuchu, ktorý trval 1 desatinu sekundy, viac energie ako Slnko za posledných 100 000 rokov.[7] Magnetické pole magnetarov by už zo vzdialenosti 1000 km dokázalo deformovať elektrónové obaly atómov živej hmoty, čím by v dôsledku narušenia biochemických procesov zapríčinilo smrť živých organizmov. [8] Vznik takého silného poľa je ešte stále nejasný, no jedná z hypotéz tvrdí, že počas tvorby neutrónovej hviezdy sa zachoval magnetický tok materskej hviezdy, čo malo za následok zosilnenie magnetického poľa vo výsledku procesu.[9] Táto hypotéza však úplne nevysvetľuje intenzitu magnetického poľa neutrónových hviezd.[9] Sú tu aj teórie, ktoré vznik magnetického poľa vysvetľujú jednoducho ako gravitačné zrútenie hviezd s neobvykle silným magnetickým poľom.

Hustota a vnútorná štruktúra

Podrobné zloženie a aj samotná štruktúra neutrónových hviezd predstavuje ešte stále veľký otáznik. Podrobnejší obraz o vnútri sme si vytvorili podľa presného štúdia zmien rýchlosti otáčania neutrónovej hviezdy, alebo (ako nám neskôr umožnili vesmírne röntgenové teleskopy) podľa priameho určenia súvislostí medzi hmotnosťou a jej polomerom pomocou merania vyžarovaného spektra z povrchu. Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme-začali by sme plášťom, pokračovalo by tekuté vnútro a pravdepodobne aj pevné jadro.[1] Celková hustota neutrónových hviezd je približne 5,9 x 1017 kg/m3 (4,1 × 1014 násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 1017 kg / m3, čo vysvetľuje neuveriteľnú hustotu, ktoré neutrónové hviezdy po zrútení bieleho trpaslíka dosahujú. Vonkajší plášť by mal byť tvorený zo železa, ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 1017 kg/m3, by sa mali vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadra z niklu, kryptónu či germánia – ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre.[1] Hlboko pod plášťom hustota dosahuje až 1014 gramov na centimeter kubický. Za týchto podmienok sa hmota vyskytuje prevažne v podobe voľných neutrónov, ktoré vykazujú vlastnosti analogické tekutému héliu na Zemi pri teplotách blížiacich sa ku absolútnej nule. Priamo v jadre, kde je hustota niekoľko krát vyššia ako 1014 g/cm3 , platia (nám) neznáme fyzikálne mechanizmy. Predpokladá sa, že v jadre sa nachádza ten najhustejší materiál vo vesmíre, miliárd krát hustejší ako železo. Podľa iných, stále kontroverznejších variant, sa v jadre nachádzajú tzv. podivné kvarkové hrudky-pevné látky zložené z neviazaných protónov, neutrónov a ďalších elementárnych častíc.[1]

Referencie

  1. a b c d e f g BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4.
  2. JUNE 2014, Mike Wall 03. Found! Oldest Known Alien Planet That Might Support Life [online]. Space.com, [cit. 2021-07-08]. Dostupné online. (po anglicky)
  3. Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 852 (2)
  4. Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1
  5. Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars
  6. Zahn, Corvin (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit
  7. Neutron Stars, Pulsars, and Magnetars - Introduction [online]. imagine.gsfc.nasa.gov, [cit. 2021-06-20]. Dostupné online.
  8. Sky & Telescope [online]. 2005-11-18, [cit. 2021-06-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  9. a b Reisenegger, A. (2003). "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"

Iné projekty