Neutroninė žvaigždė

Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta išnašų į patikimus šaltinius. Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami tinkamas išnašas su šaltiniais.

Neutroninė žvaigždė – labai mažų žvaigždžių tipas, viena paskutiniųjų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Matmenys – keliasdešimt kilometrų, o masė tarp 1,4–3 M_☉ . Pasižymi itin stipriu Rentgeno spinduliavimu, magnetiniu lauku, temperatūra bei dideliu sukimosi greičiu.

RX J1856.5-3754, vienos artimiausių Saulei neutroninių žvaigždžių nuotrauka rentgeno spinduliuose. Šio žvaigždės masė maždaug lygi Saulės masei, skersmuo – keletas kilometrų, paviršiaus temperatūra apie 434 000°K.

Pulsarai, magnetarai yra neutroninės žvaigždės.

Atradimas

1933 m., praėjus metams po neutronų atradimo, Walter Baade ir Fritz Zwicky teoriškai numatė neutroninių žvaigždžių egzistavimą. J. Robert Oppenheimer (1904–1967) ir G. M. Volkoff 1939 m. apskaičiavo teorinį neutroninės žvaigždės modelį. 1967 m. astronomai Jocelyn Bell ir Antony Hewish atrado radioimpulsus, kuriuos paaiškino kaip sklindančius iš neutroninės žvaigždės.

Sandara

Žvaigždė sudaryta beveik vien iš neutronų. Kadangi tankis (10¹⁶-10¹⁸ kg/m³) artimas branduolio tankiui, tai reiškia, kad elektronai praktiškai „prispausti“ prie branduolio – elektronui susijungus su protonu, susidaro neutronas. Neutroninė žvaigždė primena vientisą didelį atomo branduolį.

Susidarymas

Yra keli susidarymo būdai:

• Po II ir I b/c supernovų sprogimų. Supernovos masė – apie 8 Saulės masių. Jei žvaigždės masė didesnė – susidaro juodoji skylė, jei mažesnė – supernovos sprogimas neįvyksta, o susidaro baltoji nykštukė.
• Užgesus baltajai nykštukei.

Savybės

Neutroninės žvaigždės temperatūra iš pradžių siekia 100 milijardų kelvinų. Neutrinų spinduliavimas atima daug energijos ir jau po metų temperatūra nukrinta iki 1 milijardo kelvinų. Jos yra šiek tiek panašios į baltąsias nykštukes, nes tiek vienos, tiek kitos susidaro susitraukiant mirusioms žvaigždėms. Tačiau neutroninės žvaigždės daug mažesnės už baltąsias nykštukes, tačiau jų masė gali siekti net 5 Saulių masę. Būtent dėl tokios masės kolapsas į neutroninę žvaigždę yra labai spartus ir smarkus. Greitai kolapsuojančios žvaigždės milžinės (daugiau nei 3 Saulių masės) viduje susidaro ypatingos sąlygos, kurioms esant protonai jungiasi su neigiamą krūvį turinčiais elektronais, ir taip susidaro krūvio neturintys neutronai. Šios dalelės, neturėdamos krūvio, gali susispausti iki neįtikėtino tankio.

Viena iš neįprastų dangaus kūno savybių yra ta, kad didėjant masei, mažėja žvaigždės matmenys. Kaip ir baltosios nykštukės, jos taip pat turi ribinę masę, kurią viršijus gravitacinės jėgos „sutraiško“ neutronus ir žvaigždė kolapsuoja į juodąją skylę. Standartinės neutroninės žvaigždės (ne pulsaro ir ne magnetaro) sandara yra viena keisčiausių struktūrų Visatoje – kietas paviršius dengia viduje kunkuliuojančią karštą medžiagą, o virš jo laikosi labai plona karštos plazmos atmosfera. Neutroninės žvaigždės sukasi apie savo ašį sekundės dalių periodais, be to, jos turi labai stiprius magnetinius laukus, trilijonus kartų stipresnius už Saulės. Būtent dėl šių savybių identifikuojamos neutroninės žvaigždės. Nors jos ir labai karštos, tačiau visiškai mažos ir spinduliuoja per mažai šviesos, kad jas būtų galima pamatyti.