Neutrónová hviezda

Izolovaná neutrónová hviezda (modrá škvrna v strede červeného prstenca) v Malom Magellanovom mračne.

Neutrónová hviezda je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý je výsledkom výbuchu supernovy typu II, v niektorých prípadoch aj typu Ic či Ib. Ide o degenerovaný pozostatok hviezdneho jadra, ktorý je zložený z neutrónov (subatomárnych častíc s neutrálnym nábojom) a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných hviezd. Typické neutrónové hviezdy dosahujú polomer približne 10 kilometrov a hmotnosť ekvivalentnú 1,4 násobku Slnka- ide o minimálnu hmotnosť materskej hviezdy, kde pri výbuchu supernovy gravitácia prekoná tlaky elektrónovej degenerácie a spôsobí gravitačné zrútenie bieleho trpaslíka v priebehu ani nie jednej sekundy. Spodná hranica hmotnosti neutrónových hviezd nesie meno fyzika Subrahmanyana Chandrasekhara, ktorý preukázal, že biely trpaslík pri explodovaní hviezdy 1,4 násobku slnečnej hmotnosti nemôže ostať gravitačne stabilný. So svojím objavom priniesol matematický podklad pre myšlienku neutrónových hviezd a čiernych dier, ktoré sa podarilo detailnejšie preskúmať v minulých rokoch 20. a 21. storočia. Pre neutrónové hviezdy existuje aj horná hranica ich hmotnosti, kde by gravitačný kolaps ďalej pokračoval do vzniku objektu s vysokou koncentráciou hmoty a silnou gravitáciou-čiernej diery. Horná hranica ich hmotnosti sa zvyčajne pohybuje okolo 2,3-2,5 násobku hmotnosti Slnka (Oppenheimerova-Volkoffova medza), hoci ešte žiadne súčasné a priame pozorovania blízkej či vzdialenej neutrónovej hviezdy nepreukázali hodnoty v tomto prípade. Hmotnosť prevažnej väčšiny neutrónových hviezd v pozorovateľnom vesmíre mala hmotnosť 2,12 Sĺnk, pričom doteraz najťažšia objavená neutrónová hviezda- J0740+6620, dosahuje podľa pozorovaní 2,14 násobok slnečnej hmotnosti.

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 stále tak jasne žiari.

Prostredníctvom vyžarovania neutrín a fotónov v priebehu niekoľkých rokov teplota neutrónovej hviezdy klesá na teplotu, kde začne napájanie röntgenovej emisie- väčšina pozorovaných neutrónových hviezd žiari práve v tejto oblasti elektromagnetického spektra. V pozorovateľnom vesmíre sa nachádzajú aj (mladé) neutrónové hviezdy, ktoré dominujú v emitovaní optického žiarenia (žiarenie, ktoré zahrňuje oblasti ultrafialového žiarenia-UV, infračerveného žiarenia- IR a viditeľného svetla- VIS). Neutrónové hviezdy, napr. pulzary, emitujú pravidelné pulzy v rádiových vlnách- prvá objavená neutrónová hviezda, pulzar PSR B1919+21 zachytený rádioteleskopom v observatóriu MRAO (Milliard Radio Astronomy Observatory) na pôde univerzity Cambridge, bol spozorovaní prostredníctvom emitovania rádiových pulzov, opakujúcich sa v 1,3 pravidelných sekundových intervaloch.

V našej galaxii- Mliečnej ceste sa podľa dnešných odhadov nachádza až jedna miliarda neutrónových hviezd a približne 5% z nich tvoria binárne systémy- systém dvoch astronomických objektov (zvyčajne hviezdy či planéty), ktoré obiehajú okolo ich spoločného ťažiska. Medzi základné binárne systémy, kde sa vyskytujú neutrónové hviezdy patria LMXBs (Low Mass X-ray Binnaries- v preklade Röntgenové binárne systémy s nízkou hmotnosťou), IMXBs (Intermediate-mass X-ray binary- v preklade Medzihmotné röntgenové binárne systémy) a HMXBs (High Mass X-ray Binnaries- Vysoko hmotné röntgenové binárne systémy). V týchto binárnych systémoch sa ako hlavná zložka, resp. kompaktný objekt nachádza neutrónová hviezda alebo čierna diera a druhá zložka pozostáva z plazmovej hviezdy (väčšinou) strednej hmotnosti (červený obor), bieleho trpaslíka alebo aj druhej neutrónovej hviezdy (pre viac informácií pozri "Binárne systémy").

Gravitačné pole neutrónovej hviezdy je rádovo 2000 krát silnejšie ako má Zem. Pri takom silnom gravitačnom poli nastane podľa teórii relativity gravitačné šošovkovanie. Silné gravitačné pole ohýba fotóny emitované neutrónovou hviezdou, ktoré môžu byť zachytené na jej obežnej dráhe, v dôsledku čoho sa zviditeľní celý povrch neutrónovej hviezdy z pozorovaného bodu. Magnetické pole neutrónových hviezd vie dosiahnuť hodnoty 10⁸-10¹¹ T- neutrónové hviezdy s takýmto neobyčajne silným magnetickým polom sú známe pod názvom magnetary. Stali sa prijímanou hypotézou na vysvetlenie Mäkkých gama opakovačov (SGRs-Soft Gama Repeaters) a mladých, izolovaných neutrónových hviezd- anomálnych röntgenových pulzarov (AXP- Anomalous X-ray pulsars).

História objavov

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

V roku 1930 teoretický fyzik indického pôvodu Subrahmanyan Chandrasekhar počas svojej dlhej cesty z Indie do Anglicka zistil, že ak má hviezda, ktorá už vyčerpala svoje zásoby prvkov, 1.4 násobok slnečnej hmotnosti, pre bieleho trpaslíka neexistuje gravitačná rovnováha, pretože tlak vyvíjaný gravitáciou pri výbuchu supernovy prekoná degenerativný tlak, ktorý vzniká degenerovaním elektrónov vo vnútri bieleho trpaslíka (pre viac informácií pozri "Vznik"). To, čo sa stane, ak sa biely trpaslík gravitačne zrúti, predstavoval pre vedeckú komunitu ťažko stráviteľný problém- a keďže sa ani o takýchto objektoch v tej dobe neuvažovalo, jeho teória bola zamietnutá. Chandrasekhar síce sám nevysvetlil, aký objekt presne vznikne po zrútení trpaslíka, ale priniesol matematický základ pre samú myšlienku čiernych dier a neutrónových hviezd. O štyri roky neskôr dvaja astronómovia- Walter Baade a Fritz Zwicky- usúdili, že zrútenie hmotných hviezd vo forme výbuchu supernovy je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní. Jadro hviezdy je po zrútení stlačené do veľkosti 10 kilometrov a hustotou, ktorá by sa dala porovnať s hustou atómového jadra. Navrhli, že tento objekt by mal byť praktický tvorený neutrónmi- čo bolo len dva roky po objave neutrónu, ktorý sa podarilo objaviť James Chadwickovi. Na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľko krát potvrdené, no ich existencia ostala až do roku 1968- rok po objavení prvej neutrónovej hviezdy PSR B1919+21- len čisto hypotetická.

V roku 1967 robili Jocelyn Bell Burnellová a vedúci jej práce Antony Hewish na pôde univerzity Cambridge preskúmavanie nočnej oblohy pomocou nového rádioteleskopu. Podarilo sa im zachytiť nezvyčajný signál, ktorý bol vysielaný v pravidelných 1,3 sekundových intervaloch prostredníctvom rádiových vĺn. Po objave prvej, vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy nasledovali ďalšie objavy. Povaha týchto zdrojov, ktoré sa medzičasom začali nazývať ako pulzary, ostala až do roku 1968 nejasná. Vtedy vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v strede Krabej hmloviny. Zistili, že blikala až 30-krát za sekundu. Prvý krát sa tak podarilo preukázať, že pulzary, sú rotujúce neutrónové hviezdy, kde odstredivá sila formuje tvar ich emitovaného žiarenia.

V roku 2019 sa vedcom podarilo objaviť 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.

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 degeneratívny tlak, ktorý zapríčiňuje kvantovo mechanický efekt- Pauliho vylučovací princíp. Vylučovací princíp tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu zároveň- 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, 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 len neutrónmi (z toho aj názov neutrónová hviezda).

Fyzikálne vlastnosti

Gravitačné a magnetické pole

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

Hoci si v laickej oblasti ľudia často zamieňajú tiaž a hmotnosť, v oblasti astrofyziky predstavujú tieto pojmy odlišné javy. Hmotnosť (fyzikálna značka $m$) je miera množstva hmoty, z ktorej objekt pozostáva. Hmotné teleso sa prejavuje v tom, že kladie odpor voči zmene svojho pohybového stavu (zotrvačnosť, zotrvačná hmotnosť) a že vzájomne pôsobí na ostatné hmotné telesá (gravitácia). Gravitačná hmotnosť je hmotnosť, ktorá je príčinou gravitácie- napríklad práve tiaž. Pomer gravitačnej a zotrvačnej hmotnosti je konštantný (pri správnej voľbe jednotiek je rovný 1). To znamená, že: gravitačná hmotnosť=zotrvačná hmotnosť=hmotnosť. Tiaž (fyzikálne značky $F_{G}$, $G$, $Q$) je miera, ktorá udáva, koľko teleso váži v gravitačnom poli (na rozdiel od hmotnosti nie je nemenná). Teleso by vážilo na rôznych planétach a iných vesmírnych objektoch rôzne. Napríklad na Zemi by mohlo vážiť 75kg, pričom na Mesiaci len 12kg. Jeho hmotnosť sa však nezmenila (stále ho tvorí to isté množstvo hmoty, masy), ale zmenila sa veľkosť gravitačnej sily pôsobiaca na jeho hmotnosť-čím sa zmenila jeho tiaž. Čím je vesmírny objekt väčší, tým gravitácia silnejšie pôsobí na teleso. Keďže má ale väčší povrch, čím sa teleso nachádza ďalej od stredu planéty, tým aj ťah medzi ním a planétou úmerne klesá so štvorcom vzdialenosti. Rovnica bude vyzerať takto: $F\backsim {\frac {Mm}{r^{2}}}$ (kde $F$ reprezentuje $M$ znamená hmotnosť planéty a $m$ hmotnosť telesa [v kg], $r^{2}$ je vzdialenosť od stredu planéty, pozn. hmotnosti sú v čitateľovi, pretože sila sa s narastajúcou hmotnosťou zväčšuje. Vzdialenosť je v menovateli, pretože sila sa zmenšuje, keď sa vzdialenosť zväčší). Jupiter, najväčšia planéta slnečnej sústavy, je 316-krát masívnejší ako Zem, no keďže je 11-násobkom polomeru Zeme, teleso sa bude nachádzať 11-krát ďalej od centra- nebude teda 316-krát ťažšie ako na Zemi (vzhľadom na faktor 11² sa bude povrchová gravitácia Jupitera pohybovať okolo 2.35 g) Keďže je ale neutrónová hviezda veľmi hmotná a zároveň veľmi malá (polomer okolo 10 km), teleso by sa nachádzalo veľmi blízko centra- dosiahlo by hmotnosť, ktorá by sa pohybovala v miliardových číslach.

Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty- gravitačné pole neutrónovej hviezdy je približne 2000 krát silnejšie ako má Zem. Z teórie relativity vyplýva, že objekt s veľmi silnou gravitáciou 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. 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. Pri vystavení silnej gravitačnej sile, akú dosahuje neutrónová hviezda, by sa objekt ešte pred pádom na povrch takmer okamžite roztiahol na dlhý pás materiálu- jav (neodborne) nazývaný ako špagetizácia.

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 spôsobuje "rozpad" kôry neutrónovej hviezdy, 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 1/10 sekundy, viac energie ako Slnko za posledných 100 000 rokov. 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. 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. Táto hypotéza však úplne nevysvetľuje intenzitu magnetického poľa neutrónových hviezd. Iné teórie vznik magnetického poľa vysvetľujú jednoducho ako gravitačné zrútenie hviezd s neobvykle silným magnetickým poľom vo vesmíre.

Teplota a hmotnosť

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. Pre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka však gravitačná rovnováha neexistuje- minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti až po hornú hranicu jej hmotnosti-Oppenheimerova-Volkoffova medzu-, kde by gravitačný kolaps bieleho trpaslíka nevyhnutne pokračoval do vzniku čiernej diery. Limit pre hornú hranicu hmotnosti neutrónových hviezd sa všeobecne pohybuje okolo 2,3 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,4-2,5 M☉ slnečnej hmotnosti. Vychádza sa totiž z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je 2,14M☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,4 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Medzi 2,4M☉ a 5M☉ boli navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy a objekty (napr. kvarkové hviezdy) a hoci kandidáti existujú, stále sa ich existencia nepotvrdila. Teploty vo vnútri novovzniknutej neutrónovej hviezdy dosahujú okolo 10¹¹ do 10¹² K. V priebehu niekoľkých rokov však žiarenie prostredníctvom emitovania neutrín a fotónov rapídne klesne zhruba na 10⁶ K. Pri tejto prechádza žiarenie emitované neutrónovou hviezdou prevažne do röntgenovej oblasti elektromagnetického spektra, v ktorej žiari väčšina neutrónových hviezd v pozorovateľnom vesmíre.

Hustota a vnútorná štruktúra

Prierez neutrónovou hviezdou.

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. 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. Vonkajší plášť by mal byť tvorený zo železa, ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 10¹⁷ kg/m³, by sa mali hlbšie vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadrá z niklu, kryptónu či germánia – ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre. 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 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.

Binárne systémy

Približne 5% zo všetkých neutrónových hviezd v našej galaxii tvoria binárne systémy, kde druhú zložku tvorí biely trpaslík, čierna diera, červený obor, alebo aj ďalšia neutrónová hviezda. Dvojhviezdy, kde obe zložky obsahujú neutrónové hviezdy alebo neutrónovú hviezdu v binárnom systéme spolu s čiernou dierou, boli pozorované prostredníctvom gravitačných vĺn.

Circinus X-1 - röntgenový binárny systém, ktorý obsahuje neutrónovú hviezdu.

Röntgenový binárny systém s nízkou hmotnosťou

Röntgenový binárny systém s nízkou hmotnosťou (LMXB-Low-mass X-ray binary) sú binárne systémy, kde jedna zložka je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhá zložka (darca) je menej hmotným objektom-zvyčajne ide o plazmovú hviezdu (červený obor alebo biely trpaslík). LMXB systémy emitujú väčšinu svojho žiarenia prostredníctvom röntgenových lúčov, ktoré sú emitované horúcim plynom, ktorý sa prostredníctvom akrécie (akréčny disk okolo kompaktného objektu je najjasnejšou časťou LMXB) dostáva z druhej zložky na povrch neutrónovej hviezdy, alebo začne rotovať okolo gravitačného pôsobenia čiernej diery. LMXB systémy patria medzi tie najjasnejšie objekty na röntgenovej oblohe, no približne menej ako jedno percento žiarenia je emitované vo viditeľných vlnových dĺžkach. V Mliečnej ceste bolo zistených približne dvesto takýchto binárnych systémov.

Medzihmotný röntgenový binárny systém Medzihmotný röntgenový binárny systém (IMXB-Intermediate-mass X-ray binary) je binárny systém, ktorý pozostáva z neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery a druhú zložku tvorí hviezda strednej hmotnosti (polovica hmotnosti Slnka). Sú pôvodom röntgenového systému s nízkou hmotnosťou.

Vysoko-hmotný röntgenový binárny systém

Vysoko-hmotný röntgenový binárny systém (HMXB-High-mass X-ray binary) je typom binárneho systému, ktorý obsahuje veľmi hmotné hviezdy- zvyčajne ide o hviezdy typu O až B, ktorých hmotnosť sa pohybuje od 2,1-16 M_☉ alebo viac a druhá zložka predstavuje kompaktný objekt-čiernu dieru alebo neutrónovú hviezdu, ktorá je dominantná emisiou röntgenových lúčov. Hmotná hviezda je veľmi jasná, pretože je dominantná emisiou optického svetla a dajú sa ľahko rozoznať. Asi najznámejším príkladom HMXB systému je Cygnus X-1-prvý kandidát na čiernu dieru.

Mikrokvazar

Kvazar je kompaktná oblasť v strede masívnej galaxie, obklopujúca supermasívnu čiernu dieru. Mikrokvazar (niekedy aj röntgenový binárny systém emitujúci rádiové vlny) je sústava normálnej hviezdy a kompaktného objektu- čiernej alebo neutrónovej hviezdy. Ich názov je odvodený z kvazarov, pretože majú niektoré spoločné vlastnosti: premenlivé a silné rádiové vyžarovanie, jasný akréčny disk, ktorý obklopuje kompaktný objekt. Naopak, u kvazarov, kde supermasívna čierna diera dosahuje hmotnosť miliónov Sĺnk, kompaktný objekt v mikrokvazaroch má hmotnosť len niekoľko M_☉. V dôsledku trenia sa môže akréčny disk zohriať na tak vysokú teplotu, že začne emitovať röntgenové lúče.

Poznámky

1.↑ Tabuľka údajov polomeru, hmotnosti a povrchovej gravitácie planét

	Mercury	Venus	Earth	Mars	Jupiter	Saturn	Uranus	Neptune
Polomer (v km)	2,440	6,052	6,378	3,397	71,492	60,268	25,559	24,746
Hmotnosť (Zemská hmotnosť)	0.055	0.82	1.0	0.11	318	95.2	14.5	17.1
Povrchová gravitácia (g)	0.38	0.91	1.0	0.38	2.34	0.93	0.92	1.12

Iné projekty

Commons

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému Neutrónová hviezda