Objekty, o ktor?ch bude v ?l?nku re?, boli objaven? n?hodou, hoci vedci L. D. Landau a R. Oppenheimer predpovedali ich existenciu u? v roku 1930. Hovor?me o neutr?nov?ch hviezdach. Charakteristiky a vlastnosti t?chto kozmick?ch telies bud? diskutovan? v ?l?nku.

Neutr?n a hviezda s rovnak?m n?zvom

Po predpovedi v 30. rokoch 20. storo?ia o existencii neutr?nov?ch hviezd a po objaven? neutr?nu (1932) Baade V. spolu so Zwickym F. v roku 1933 na kongrese fyzikov v Amerike ozn?mili mo?nos? tzv. vznik objektu naz?van?ho neutr?nov? hviezda. Toto je kozmick? telo, ktor? sa vyskytuje v procese v?buchu supernovy.

V?etky v?po?ty v?ak boli len teoretick?, ke??e tak?to te?riu nebolo mo?n? v praxi dok?za? pre nedostatok vhodn?ho astronomick?ho vybavenia a pr?li? mal? ve?kos? neutr?novej hviezdy. Ale v roku 1960 sa za?ala rozv?ja? r?ntgenov? astron?mia. Potom celkom ne?akane boli v?aka r?diov?m pozorovaniam objaven? neutr?nov? hviezdy.

Otvorenie

Rok 1967 bol v tejto oblasti v?znamn?m rokom. Bell D. ako postgradu?lny ?tudent Hewish E. dok?zal objavi? vesm?rny objekt - neutr?nov? hviezdu. Ide o teleso, ktor? neust?le vy?aruje impulzy r?diov?ch v?n. Tento jav bol prirovnan? ku kozmick?mu r?diov?mu maj?ku kv?li ?zkemu ohnisku r?diov?ho l??a, ktor? poch?dzal z ve?mi r?chlo rotuj?ceho objektu. Faktom je, ?e ?iadna in? ?tandardn? hviezda si nedok?zala zachova? svoju integritu pri takej vysokej r?chlosti ot??ania. Toho s? schopn? iba neutr?nov? hviezdy, medzi ktor?mi bol ako prv? objaven? pulzar PSR B1919+21.

Osud mas?vnych hviezd je ve?mi odli?n? od mal?ch. V tak?chto svietidl?ch nast?va moment, ke? tlak plynu u? nevyva?uje gravita?n? sily. Tak?to procesy ved? k tomu, ?e hviezda sa za?ne neobmedzene zmen?ova? (kolabova?). S hmotnos?ou hviezdy presahuj?cou slne?n? hmotnos? 1,5-2 kr?t bude kolaps nevyhnutn?. Po?as procesu kompresie sa plyn vo vn?tri hviezdneho jadra zahrieva. V?etko sa spo?iatku deje ve?mi pomaly.

kolaps

Po dosiahnut? ur?itej teploty sa prot?n dok??e premeni? na neutr?na, ktor? okam?ite opustia hviezdu a odober? si energiu. Kolaps sa zintenz?vni, k?m sa v?etky prot?ny nezmenia na neutr?na. Tak vznik? pulzar, ?i?e neutr?nov? hviezda. Toto je kolabuj?ce jadro.

Po?as formovania pulzaru dost?va vonkaj?? pl??? kompresn? energiu, ktor? potom bude ma? r?chlos? viac ako tis?c km/s. vyhoden? do vesm?ru. V tomto pr?pade sa vytvor? r?zov? vlna, ktor? m??e vies? k vzniku nov?ch hviezd. Tento bude miliardkr?t vy??? ako ten p?vodn?. Po takomto procese, po dobu jedn?ho t??d?a a? mesiaca, hviezda vy?aruje svetlo presahuj?ce cel? galaxiu. Tak?to nebesk? teleso sa naz?va supernova. Jeho v?buch vedie k vytvoreniu hmloviny. V strede hmloviny je pulzar alebo neutr?nov? hviezda. Toto je takzvan? potomok hviezdy, ktor? vybuchla.

Vizualiz?cia

V h?bke cel?ho priestoru vesm?ru sa odohr?vaj? ??asn? udalosti, medzi ktor?mi je aj zr??ka hviezd. V?aka najkomplexnej?iemu matematick?mu modelu boli vedci z NASA schopn? vizualizova? vy???anie obrovsk?ho mno?stva energie a degener?ciu hmoty, ktor? je s t?m spojen?. Pred o?ami pozorovate?ov sa odohr?va neuverite?ne siln? obraz kozmickej kataklizmy. Pravdepodobnos?, ?e d?jde ku kol?zii neutr?nov?ch hviezd, je ve?mi vysok?. Stretnutie dvoch tak?chto svietidiel vo vesm?re za??na ich zapleten?m do gravita?n?ch pol?. Maj? obrovsk? masu a takpovediac si vymie?aj? objatia. Pri zr??ke d?jde k siln?mu v?buchu sprev?dzan?mu neuverite?ne siln?m uvo?nen?m gama ?iarenia.

Ak osobitne uva?ujeme o neutr?novej hviezde, potom ide o pozostatky po v?buchu supernovy, v ktorom sa kon?? ?ivotn? cyklus. Hmotnos? hviezdy, ktor? pre?ila svoj vek, prevy?uje slne?n? hmotnos? 8-30 kr?t. Vesm?r je ?asto osvetlen? v?buchmi supernov. Pravdepodobnos?, ?e sa neutr?nov? hviezdy stretn? vo vesm?re, je pomerne vysok?.

Stretnutie

Zauj?mav? je, ?e ke? sa stretn? dve hviezdy, v?voj udalost? sa ned? jednozna?ne predpoveda?. Jednu z mo?nost? popisuje matematick? model navrhnut? vedcami z NASA z Space Flight Center. Proces za??na, ke? sa dve neutr?nov? hviezdy nach?dzaj? od seba vo vesm?re vo vzdialenosti pribli?ne 18 km. Pod?a kozmick?ch ?tandardov s? neutr?nov? hviezdy s hmotnos?ou 1,5-1,7-n?sobku hmotnosti Slnka pova?ovan? za mal? objekty. Ich priemer sa pohybuje do 20 km. Kv?li tomuto rozporu medzi objemom a hmotnos?ou je neutr?nov? hviezda vlastn?kom najsilnej??ch gravita?n?ch a magnetick?ch pol?. Len si to predstavte: ly?i?ka hmoty neutr?nov?ho svietidla v??i to?ko ako cel? Mount Everest!

degener?cia

Neskuto?ne vysok? gravita?n? vlny neutr?novej hviezdy p?sobiace okolo nej s? d?vodom, pre?o hmota nem??e by? vo forme jednotliv?ch at?mov, ktor? sa za?n? rozpad?va?. Hmota samotn? prech?dza do degenerovan?ho neutr?nu, v ktorom ?trukt?ra samotn?ch neutr?nov nedovol? hviezde prejs? do singularity a potom do ?iernej diery. Ak sa hmotnos? degenerovanej hmoty za?ne zvy?ova? v d?sledku jej prid?vania, potom gravita?n? sily bud? schopn? prekona? odpor neutr?nov. Potom u? ni? nebude br?ni? zni?eniu ?trukt?ry vytvorenej v d?sledku zr??ky neutr?nov?ch hviezdnych objektov.

Matematick? model

?t?diom t?chto nebesk?ch objektov vedci dospeli k z?veru, ?e hustota neutr?novej hviezdy je porovnate?n? s hustotou hmoty v jadre at?mu. Jeho v?kon sa pohybuje od 1015 kg/m? do 1018 kg/m?. Nez?visl? existencia elektr?nov a prot?nov je teda nemo?n?. Hmota hviezdy pozost?va prakticky len z neutr?nov.

Vytvoren? matematick? model ukazuje, ako siln? periodick? gravita?n? interakcie, ku ktor?m doch?dza medzi dvoma neutr?nov?mi hviezdami, prerazia tenk? obal dvoch hviezd a vyvrhn? obrovsk? mno?stvo ?iarenia (energie a hmoty) do priestoru, ktor? ich obklopuje. Proces zbl??enia je ve?mi r?chly, doslova v zlomku sekundy. V d?sledku zr??ky sa vytvor? toroidn? prstenec hmoty s novorodenou ?iernou dierou v strede.

D?le?itos?

Modelovanie tak?chto udalost? je nevyhnutn?. Vedci v?aka nim dok?zali pochopi?, ako vznik? neutr?nov? hviezda a ?ierna diera, ?o sa deje pri zr??ke hviezd, ako sa rodia a umieraj? supernovy a mnoh? ?al?ie procesy vo vesm?re. V?etky tieto udalosti s? zdrojom objavenia sa naj?a???ch chemick?ch prvkov vo vesm?re, dokonca ?a???ch ako ?elezo, ktor? sa nem??u tvori? in?m sp?sobom. To hovor? o ve?mi d?le?itom v?zname neutr?nov?ch hviezd v celom vesm?re.

Rot?cia nebesk?ho objektu obrovsk?ho objemu okolo svojej osi je ??asn?. Tak?to proces sp?sobuje kolaps, ale pri tom v?etkom zost?va hmotnos? neutr?novej hviezdy prakticky rovnak?. Ak si predstav?me, ?e hviezda sa bude ?alej zmen?ova?, tak pod?a z?kona zachovania momentu hybnosti sa uhlov? r?chlos? rot?cie hviezdy zv??i na neuverite?n? hodnoty. Ak by hviezde trvalo pribli?ne 10 dn?, k?m urobila ?pln? revol?ciu, potom v d?sledku toho dokon?? rovnak? revol?ciu za 10 milisek?nd! To s? neuverite?n? procesy!

v?voj kolapsu

Vedci tak?to procesy sk?maj?. Mo?no budeme svedkami nov?ch objavov, ktor? sa n?m zatia? zdaj? fantastick?! ?o v?ak m??e by?, ak si v?voj kolapsu predstav?me ?alej? Aby sme si to ?ah?ie predstavili, zoberme si na porovnanie p?r neutr?nov? hviezda/zem a ich gravita?n? polomery. Tak?e pri nepretr?itej kompresii m??e hviezda dosiahnu? stav, ke? sa neutr?ny za?n? meni? na hyper?ny. Polomer nebesk?ho telesa bude tak? mal?, ?e budeme ?eli? zhluku superplanet?rneho telesa s hmotnos?ou a gravita?n?m po?om hviezdy. D? sa to prirovna? k skuto?nosti, ?e Zem sa ve?kos?ou vyrovnala pingpongovej lopti?ke a gravita?n? polomer n??ho svietidla, Slnka, by sa rovnal 1 km.

Ak si predstav?me, ?e mal? hrudka hviezdnej hmoty m? pr??a?livos? obrovskej hviezdy, potom je schopn? udr?a? v jej bl?zkosti cel? planet?rny syst?m. Ale hustota tak?hoto nebesk?ho telesa je pr?li? vysok?. L??e svetla cez ?u postupne prest?vaj? prenika?, telo akoby zhas?nalo, prest?va by? okom vidite?n?. Len gravita?n? pole sa nemen?, ?o varuje, ?e sa tu nach?dza gravita?n? diera.

Objavy a pozorovania

Prv?kr?t zo zl??enia neutr?nov?ch hviezd boli zaznamenan? celkom ned?vno: 17. augusta. Pred dvoma rokmi bolo zaregistrovan? spojenie ?iernej diery. Ide o tak? d?le?it? udalos? v oblasti astrofyziky, ?e pozorovania vykon?valo s??asne 70 vesm?rnych observat?ri?. Vedcom sa podarilo overi? spr?vnos? hypot?z o gama z?bleskoch, dok?zali pozorova? synt?zu ?a?k?ch prvkov op?san?ch sk?r teoretikmi.

Tak?to rozsiahle pozorovanie gama z?blesku, gravita?n?ch v?n a vidite?n?ho svetla umo?nilo ur?i? oblas? na oblohe, v ktorej do?lo k v?znamnej udalosti, a galaxiu, kde sa tieto hviezdy nach?dzali. Toto je NGC 4993.

Kr?tke astron?movia samozrejme pozoruj? u? dlho, no doteraz nevedeli s istotou poveda? o ich p?vode. Za hlavnou te?riou bola verzia o splynut? neutr?nov?ch hviezd. Teraz bola potvrden?.

Pri opise neutr?novej hviezdy pomocou matematick?ho apar?tu sa vedci obracaj? na stavov? rovnicu, ktor? sp?ja hustotu s tlakom hmoty. Existuje v?ak ve?a tak?chto mo?nost? a vedci jednoducho nevedia, ktor? z existuj?cich mo?nost? bude spr?vna. D?fame, ?e gravita?n? pozorovania pom??u vyrie?i? tento probl?m. V s??asnosti sign?l ned?va jednozna?n? odpove?, ale u? pom?ha pos?di? tvar hviezdy, ktor? z?vis? od gravita?nej pr??a?livosti k druh?mu svietidlu (hviezde).

Od zrodu Vesm?ru uplynulo viac ako desa? mili?rd rokov, po?as ktor?ch prebieha hviezdny v?voj, men? sa zlo?enie kozmick?ho priestoru. Niektor? vesm?rne objekty zmizn? a in? sa objavia na ich mieste. Tento proces sa deje neust?le, av?ak kv?li obrovsk?m ?asov?m medzer?m sme schopn? pozorova? iba jeden jedin? r?mec kolos?lnej a fascinuj?cej multirel?cie.

Vid?me vesm?r v celej jeho kr?se, pozorujeme ?ivot hviezd, ?t?di? v?voja a moment smrti ag?nie. Smr? hviezdy je v?dy ve?kolep? a jasn? udalos?. ??m v???ia a hmotnej?ia hviezda, t?m v???ia kataklizma.

Neutr?nov? hviezda je ?iv?m pr?kladom tak?hoto v?voja, ?iv?m pam?tn?kom b?valej hviezdnej sily. Toto je cel? paradox. Na mieste mas?vnej hviezdy, ktorej ve?kos? a hmotnos? s? desiatky a stokr?t v???ie ako podobn? parametre n??ho Slnka, vznik? mali?k? nebesk? teleso s priemerom nieko?k?ch desiatok kilometrov. T?to premena sa neudeje zo d?a na de?. Vznik neutr?nov?ch hviezd je v?sledkom dlhej evolu?nej cesty v?voja vesm?rneho mon?tra, natiahnut?ho v priestore a ?ase.

Fyzika neutr?nov?ch hviezd

Tak?chto objektov nie je vo vesm?re ve?a, ako sa na prv? poh?ad m??e zda?. Typicky m??e by? neutr?nov? hviezda jedna z tis?c hviezd. Tajomstvo tak?ho mal?ho po?tu spo??va v jedine?nosti evolu?n?ch procesov, ktor? predch?dzaj? zrodu neutr?nov?ch hviezd. V?etky hviezdy ?ij? svoj ?ivot inak. Inak vyzer? aj fin?le hviezdnej dr?my. Rozsah p?sobenia je ur?en? hmotnos?ou hviezdy. ??m v???ia je hmotnos? kozmick?ho telesa, ??m je hviezda hmotnej?ia, t?m vy??ia je pravdepodobnos?, ?e jej smr? bude r?chla a jasn?.

Neust?le rast?ce gravita?n? sily ved? k premene hviezdnej hmoty na tepeln? energiu. Tento proces je mimovo?ne sprev?dzan? kolos?lnym vyvrhnut?m - v?buchom supernovy. V?sledkom takejto kataklizmy je nov? vesm?rny objekt – neutr?nov? hviezda.

Zjednodu?ene povedan?, hviezdna hmota prest?va by? palivom, termonukle?rne reakcie str?caj? na intenzite a nedok??u v h?bke mas?vneho telesa udr?iava? potrebn? teploty. V?stupom z vytvoren?ho stavu je kolaps - kolaps hviezdneho plynu na centr?lnu ?as? hviezdy.

To v?etko vedie k okam?it?mu uvo?neniu energie, ktor? rozpt?li vonkaj?ie vrstvy hviezdnej hmoty na v?etky strany. Namiesto hviezdy sa objavuje rozp?naj?ca sa hmlovina. Tak?to transform?cia m??e nasta? pri akejko?vek hviezde, ale v?sledky kolapsu m??u by? r?zne.

Ak je hmotnos? vesm?rneho telesa mal?, napr?klad m?me do ?inenia so ?lt?m trpasl?kom ako Slnko, na mieste ohniska zost?va biely trpasl?k. V pr?pade, ?e hmotnos? vesm?rneho mon?tra desa?n?sobne prevy?uje hmotnos? Slnka, v d?sledku kolapsu pozorujeme supernovu. Na mieste b?valej hviezdnej ve?kosti vznik? neutr?nov? hviezda. Supermas?vne hviezdy, ktor?ch hmotnos? je ston?sobok hmotnosti Slnka, dokon?uj? svoj ?ivotn? cyklus, neutr?nov? hviezda je medzistup?om. Pokra?uj?ca gravita?n? kontrakcia vedie k tomu, ?e ?ivot neutr?novej hviezdy kon?? objaven?m sa ?iernej diery.

V d?sledku kolapsu zostalo z hviezdy iba jadro, ktor? sa na?alej zmen?uje. V tomto oh?ade je charakteristick?m znakom neutr?nov?ch hviezd ich vysok? hustota a obrovsk? hmotnos? s skromn?mi rozmermi. Teda hmotnos? neutr?novej hviezdy s priemerom 20 km. 1,5-3 n?sobok hmotnosti na?ej hviezdy. Prebieha zahus?ovanie alebo neutroniz?cia elektr?nov a prot?nov na neutr?ny. V s?lade s t?m, s poklesom objemu a ve?kosti, hustota a hmotnos? hviezdnej hmoty r?chlo rastie.

Zlo?enie neutr?nov?ch hviezd

Neexistuj? presn? inform?cie o zlo?en? neutr?nov?ch hviezd. K dne?n?mu d?u astrofyzici pri ?t?diu tak?chto objektov pou??vaj? pracovn? model navrhnut? jadrov?mi fyzikmi.

Pravdepodobne sa v d?sledku kolapsu hviezdna hmota premen? na neutr?nov?, supratekut? kvapalinu. Tomu napom?ha obrovsk? gravita?n? pr??a?livos?, ktor? na l?tku vyv?ja neust?ly tlak. Tak?to „jadrov? kvapaln? l?tka“ sa naz?va degenerovan? plyn a je 1000-kr?t hustej?ia ako voda. Degenerovan? at?my plynu pozost?vaj? z jadra a elektr?nov, ktor? sa okolo neho ot??aj?. Pri neutroniz?cii vn?torn? priestor at?mov zanik? vplyvom gravita?n?ch s?l. Elektr?ny sa sp?jaj? s jadrom a vytv?raj? neutr?ny. Stabilita superhustej l?tky je dan? vn?tornou gravit?ciou. V opa?nom pr?pade by sa nevyhnutne za?ala re?azov? reakcia sprev?dzan? jadrov?m v?buchom.

??m bli??ie k vonkaj?iemu okraju hviezdy, t?m ni??ia je teplota a tlak. V d?sledku zlo?it?ch procesov doch?dza k „ochladzovaniu“ neutr?novej l?tky, z ktorej sa intenz?vne uvo??uj? jadr? ?eleza. Kolaps a n?sledn? v?buch je tov?re? na planet?rne ?elezo, ktor? sa ??ri vesm?rom a st?va sa stavebn?m materi?lom pre vznik plan?t.

Zem v?a?? za prepuknutie supernov skuto?nosti, ?e v jej ?trukt?re a ?trukt?re s? pr?tomn? ?astice kozmick?ho ?eleza.

Podmiene?ne vzh?adom na ?trukt?ru neutr?novej hviezdy cez mikroskop mo?no v ?trukt?re objektu rozl??i? p?? vrstiev:

• atmosf?ra objektu;
• vonkaj?ia k?ra;
• vn?torn? vrstvy;
• vonkaj?ie jadro;
• vn?torn? jadro neutr?novej hviezdy.

Atmosf?ra neutr?novej hviezdy je hrub? len nieko?ko centimetrov a je najten?ou vrstvou. Vo svojom zlo?en? je to vrstva plazmy zodpovedn? za tepeln? ?iarenie hviezdy. Nasleduje vonkaj?ia k?ra, ktor? je hrub? nieko?ko stoviek metrov. Medzi vonkaj?ou k?rou a vn?torn?mi vrstvami je oblas? degenerovan?ho elektr?nov?ho plynu. ??m hlb?ie do stredu hviezdy, t?m r?chlej?ie sa tento plyn st?va relativistick?m. In?mi slovami, prebiehaj?ce procesy vo vn?tri hviezdy s? spojen? s poklesom podielu at?mov?ch jadier. V tomto pr?pade sa zvy?uje po?et vo?n?ch neutr?nov. Vn?torn? oblasti neutr?novej hviezdy s? vonkaj?ie jadro, kde neutr?ny na?alej koexistuj? s elektr?nmi a prot?nmi. Hr?bka tejto vrstvy l?tky je nieko?ko kilometrov, pri?om hustota hmoty je desa?kr?t v???ia ako hustota at?mov?ho jadra.

Cel? t?to at?mov? polievka existuje v?aka kolos?lnym teplot?m. V ?ase v?buchu supernovy je teplota neutr?novej hviezdy 1011 K. Po?as tohto obdobia m? nov? nebesk? objekt maxim?lnu svietivos?. Bezprostredne po v?buchu nastupuje ?t?dium prudk?ho ochladzovania, teplota za p?r min?t klesne na 109K. N?sledne sa proces chladenia spomal?. Napriek tomu, ?e teplota hviezdy je st?le vysok?, svietivos? objektu kles?. Hviezda na?alej ?iari len v?aka tepeln?mu a infra?erven?mu ?iareniu.

Klasifik?cia neutr?nov?ch hviezd

Tak?to ?pecifick? zlo?enie hviezdno-jadrovej l?tky sp?sobuje vysok? jadrov? hustotu neutr?novej hviezdy 1014-1015 g/cm?, pri?om priemern? ve?kos? vytvoren?ho objektu nie je men?ia ako 10 a nie v???ia ako 20 km. ?al?? n?rast hustoty je stabilizovan? interak?n?mi silami neutr?nov. In?mi slovami, degenerovan? hviezdny plyn je v rovnov?he, ?o zabra?uje op?tovn?mu kolapsu hviezdy.

Pomerne zlo?it? povaha vesm?rnych objektov, ak?mi s? neutr?nov? hviezdy, sa stala d?vodom n?slednej klasifik?cie, ktor? vysvet?uje ich spr?vanie a existenciu v roz?ahlosti vesm?ru. Hlavn? parametre, na z?klade ktor?ch sa klasifik?cia vykon?va, s? peri?da rot?cie hviezdy a mierka magnetick?ho po?a. Neutr?nov? hviezda v priebehu svojej existencie str?ca rota?n? energiu a zmen?uje sa aj magnetick? pole objektu. V s?lade s t?m prech?dza nebesk? telo z jedn?ho stavu do druh?ho, medzi ktor?mi s? najcharakteristickej?ie tieto typy:

• R?diov? pulzary (ejektory) s? objekty, ktor? maj? kr?tku rota?n? peri?du, ale ich intenzita magnetick?ho po?a zost?va dos? ve?k?. Nabit? ?astice, pohybuj?ce sa pozd?? silov?ch pol?, op???aj? obal hviezdy v bodoch zlomu. Nebesk? teleso tohto typu sa vysunie a periodicky napln? vesm?r r?diov?mi impulzmi zaznamenan?mi v r?diovom frekven?nom rozsahu;
• Neutr?nov? hviezda je vrtu?a. V tomto pr?pade m? objekt extr?mne n?zku r?chlos? rot?cie, av?ak magnetick? pole nem? dostato?n? silu na pril?kanie prvkov hmoty z okolit?ho priestoru. Hviezda nevy?aruje impulzy a ani v tomto pr?pade nedoch?dza k akr?cii (p?du kozmickej hmoty);
• R?ntgenov? pulzar (akretor). Tak?to objekty maj? n?zku r?chlos? rot?cie, ale v?aka siln?mu magnetick?mu po?u hviezda intenz?vne pohlcuje materi?l z vesm?ru. V?sledkom je, ?e v miestach, kde hviezdna hmota dopad? na povrch neutr?novej hviezdy, sa hromad? plazma, zahriata na mili?ny stup?ov. Tieto body na povrchu nebesk?ho telesa sa st?vaj? zdrojmi pulzuj?ceho tepeln?ho, r?ntgenov?ho ?iarenia. S pr?chodom v?konn?ch r?dioteleskopov schopn?ch pozera? sa do hlb?n vesm?ru v infra?ervenom a r?ntgenovom ?iaren? bolo mo?n? r?chlej?ie odhali? pomerne ve?a be?n?ch r?ntgenov?ch pulzarov;
• Georot?tor je objekt, ktor? m? n?zku r?chlos? rot?cie, zatia? ?o na povrchu hviezdy sa v d?sledku akr?cie hromad? hviezdna hmota. Siln? magnetick? pole br?ni vzniku plazmy v povrchovej vrstve a hviezda postupne naber? na svojej hmotnosti.

Ako je mo?n? vidie? z existuj?cej klasifik?cie, ka?d? z neutr?nov?ch hviezd sa spr?va inak. Z toho vypl?vaj? r?zne met?dy ich detekcie a mo?no bude osud t?chto nebesk?ch telies v bud?cnosti in?.

Paradoxy zrodu neutr?nov?ch hviezd

Prv? verzia, ?e neutr?nov? hviezdy s? produktom v?buchu supernovy, dnes nie je postul?tom. Existuje te?ria, ?e tu m??e by? pou?it? in? mechanizmus. V dvojhviezdnych s?stav?ch sa bieli trpasl?ci st?vaj? potravou pre nov? hviezdy. Hviezdna hmota postupne pr?di z jedn?ho vesm?rneho objektu do druh?ho a zvy?uje svoju hmotnos? do kritick?ho stavu. In?mi slovami, v bud?cnosti bude jedn?m z dvojice bielych trpasl?kov neutr?nov? hviezda.

?asto jedna neutr?nov? hviezda, ktor? sa nach?dza v bl?zkom prostred? hviezdok?p, obracia svoju pozornos? na svojho najbli??ieho suseda. Ak?ko?vek hviezdy sa m??u sta? spolo?n?kmi neutr?nov?ch hviezd. Tieto p?ry sa vyskytuj? pomerne ?asto. D?sledky tak?hoto priate?stva z?visia od hmotnosti spolo?n?ka. Ak je hmotnos? nov?ho spolo?n?ka mal?, potom sa ukradnut? hviezdna hmota nahromad? vo forme akre?n?ho disku. Tento proces sprev?dzan? dlhou peri?dou rot?cie sp?sob?, ?e sa hviezdny plyn zahreje na teplotu mili?n stup?ov. Neutr?nov? hviezda vybuchne do r?ntgenov?ho toku a stane sa r?ntgenov?m pulzarom. Tento proces m? dve cesty:

• hviezda zost?va vo vesm?re ako matn? nebesk? teleso;
• telo za?ne vyd?va? kr?tke r?ntgenov? z?blesky (v?buchy).

Po?as r?ntgenov?ch erupci? sa jas hviezdy rap?dne zvy?uje, v?aka ?omu je tak?to objekt 100 000-kr?t jasnej?? ako Slnko.

Hist?ria ?t?dia neutr?nov?ch hviezd

Neutr?nov? hviezdy sa stali objavom druhej polovice 20. storo?ia. Predt?m bolo technicky nemo?n? odhali? tak?to objekty v na?ej galaxii a vo vesm?re. Tlmen? svetlo a mal? rozmery tak?chto nebesk?ch telies neumo??ovali ich detekciu pomocou optick?ch teleskopov. Napriek nedostatku vizu?lneho kontaktu bola existencia tak?chto objektov vo vesm?re teoreticky predpovedan?. Prv? verzia existencie hviezd s obrovskou hustotou sa objavila s podan?m sovietskeho vedca L. Landaua v roku 1932.

O rok nesk?r, v roku 1933, u? za oce?nom, bolo uroben? v??ne vyhl?senie o existencii hviezd s nezvy?ajnou ?trukt?rou. Astron?movia Fritz Zwicky a Walter Baade predlo?ili dobre podlo?en? te?riu, ?e neutr?nov? hviezda ur?ite zostane na mieste v?buchu supernovy.

?es?desiate roky 20. storo?ia znamenali prelom v astronomick?ch pozorovaniach. To bolo u?ah?en? objaven?m sa r?ntgenov?ch teleskopov schopn?ch detegova? zdroje m?kk?ho r?ntgenov?ho ?iarenia vo vesm?re. Pomocou pri pozorovaniach te?rie o existencii zdrojov siln?ho tepeln?ho ?iarenia vo vesm?re astron?movia dospeli k z?veru, ?e m?me do?inenia s nov?m typom hviezd. V?znamn?m doplnen?m te?rie o existencii neutr?nov?ch hviezd bol objav pulzarov v roku 1967. Ameri?anka Jocelyn Bell pomocou svojho r?diov?ho zariadenia zachytila r?diov? sign?ly prich?dzaj?ce z vesm?ru. Zdrojom r?diov?ch v?n bol r?chlo rotuj?ci objekt, ktor? fungoval ako r?diov? maj?k a vysielal sign?ly do v?etk?ch str?n.

Tak?to objekt m? ur?ite vysok? r?chlos? rot?cie, ktor? by bola pre be?n? hviezdu osudn?. Prv?m pulzarom, ktor? astron?movia objavili, je PSR B1919 + 21, ktor? sa nach?dza vo vzdialenosti 2283,12 sv. rokov od na?ej plan?ty. Najbli??ou neutr?novou hviezdou k Zemi je pod?a vedcov vesm?rny objekt RX J1856.5-3754 nach?dzaj?ci sa v s?hvezd? Ju?n? kor?na, ktor? bol objaven? v roku 1992 na observat?riu Chandra. Vzdialenos? od Zeme k najbli??ej neutr?novej hviezde je 400 sveteln?ch rokov.

Ak m?te nejak? ot?zky - nechajte ich v koment?roch pod ?l?nkom. My alebo na?i n?v?tevn?ci im radi odpovieme.

L?tky tak?hoto objektu s? nieko?kon?sobne vy??ie ako hustota at?mov?ho jadra (?o je pre ?a?k? jadr? v priemere 2,8?10 17 kg/m?). ?al?ej gravita?nej kontrakcii neutr?novej hviezdy br?ni tlak jadrovej hmoty, ktor? vznik? interakciou neutr?nov.

Mnoho neutr?nov?ch hviezd m? extr?mne vysok? r?chlosti rot?cie - a? nieko?ko stoviek ot??ok za sekundu. Neutr?nov? hviezdy vznikaj? v d?sledku v?buchov supernov.

V?eobecn? inform?cie

Spomedzi neutr?nov?ch hviezd so spo?ahlivo nameran?mi hmotnos?ami v???ina spad? do rozsahu 1,3 a? 1,5 hmotnosti Slnka, ?o je bl?zko k hodnote Chandrasekharovho limitu. Teoreticky s? prijate?n? neutr?nov? hviezdy s hmotnos?ou od 0,1 do pribli?ne 2,16 hmotnosti Slnka. Najhmotnej?ie zn?me neutr?nov? hviezdy s? Vela X-1 (m? hmotnos? najmenej 1,88 ± 0,13 hmotnosti Slnka na ?rovni 1s, ?o zodpoved? hladine v?znamnosti a?34 %), PSR J1614–2230 sk (s hmotnos?ou odhad 1, 97±0,04 Slnka) a PSR J0348+0432 en (s odhadom hmotnosti 2,01±0,04 Slnka). Gravit?cia v neutr?nov?ch hviezdach je vyv??en? tlakom degenerovan?ho neutr?nov?ho plynu, maxim?lna hodnota hmotnosti neutr?novej hviezdy je dan? Oppenheimer-Volkovovou hranicou, ktorej ??seln? hodnota z?vis? od (doteraz m?lo zn?mej) stavovej rovnice. hmoty v jadre hviezdy. Existuj? teoretick? predpoklady na to, ?e pri e?te v???om n?raste hustoty je mo?n? premena neutr?nov?ch hviezd na kvarkov?.

Do roku 2015 bolo objaven?ch viac ako 2500 neutr?nov?ch hviezd. Pribli?ne 90 % z nich je slobodn?ch. Celkovo m??e v na?ej Galaxii existova? 10 8 -10 9 neutr?nov?ch hviezd, teda niekde okolo jednej promile oby?ajn?ch hviezd. Neutr?nov? hviezdy sa vyzna?uj? vysokou r?chlos?ou (zvy?ajne stovky km/s). V d?sledku narastania oblakovej hmoty m??e by? neutr?nov? hviezda v tejto situ?cii vidite?n? zo Zeme v r?znych spektr?lnych rozsahoch, vr?tane optick?ch, ?o predstavuje asi 0,003 % vy?iarenej energie (?o zodpoved? 10 magnit?de).

?trukt?ra

V neutr?novej hviezde je mo?n? rozl??i? p?? vrstiev: atmosf?ru, vonkaj?iu k?ru, vn?torn? k?ru, vonkaj?ie jadro a vn?torn? jadro.

Atmosf?ra neutr?novej hviezdy je ve?mi tenk? vrstva plazmy (od desiatok centimetrov pre hor?ce hviezdy a? po milimetre pre studen?), vznik? v nej tepeln? ?iarenie neutr?novej hviezdy.

Vonkaj?ia k?ra pozost?va z i?nov a elektr?nov, jej hr?bka dosahuje nieko?ko stoviek metrov. Tenk? (nie viac ako nieko?ko metrov) vrstva pri povrchu hor?cej neutr?novej hviezdy obsahuje nedegenerovan? elektr?nov? plyn, hlb?ie vrstvy - degenerovan? elektr?nov? plyn, s rast?cou h?bkou sa st?va relativistick?m a ultrarelativistick?m.

Vn?torn? k?ra pozost?va z elektr?nov, vo?n?ch neutr?nov a at?mov?ch jadier bohat?ch na neutr?ny. S rast?cou h?bkou sa zvy?uje podiel vo?n?ch neutr?nov, zatia? ?o podiel at?mov?ch jadier kles?. Hr?bka vn?tornej k?ry m??e dosiahnu? nieko?ko kilometrov.

Vonkaj?ie jadro tvoria neutr?ny s malou pr?mesou (nieko?ko percent) prot?nov a elektr?nov. V neutr?nov?ch hviezdach s n?zkou hmotnos?ou m??e vonkaj?ie jadro siaha? do stredu hviezdy.

Mas?vne neutr?nov? hviezdy maj? tie? vn?torn? jadro. Jeho polomer m??e dosiahnu? nieko?ko kilometrov, hustota v strede jadra m??e 10-15 kr?t prekro?i? hustotu at?mov?ch jadier. Zlo?enie a stavov? rovnica vn?torn?ho jadra nie s? s ur?itos?ou zn?me: existuje nieko?ko hypot?z, z ktor?ch tri najpravdepodobnej?ie s?: 1) kvarkov? jadro, v ktorom sa neutr?ny rozpadaj? na svoje z?kladn? kvarky up a down; 2) hyper?nov? jadro bary?nov vr?tane podivn?ch kvarkov; a 3) ka?nov? jadro pozost?vaj?ce z dvojkvarkov?ch mez?nov, vr?tane zvl??tnych (anti)kvarkov. V s??asnosti v?ak nie je mo?n? potvrdi? ani vyvr?ti? ?iadnu z t?chto hypot?z.

Vo?n? neutr?n za norm?lnych podmienok, ktor? nie je s??as?ou at?mov?ho jadra, m? zvy?ajne ?ivotnos? asi 880 sek?nd, ale gravita?n? vplyv neutr?novej hviezdy neumo??uje rozpad neutr?nu, preto s? neutr?nov? hviezdy jedny z najstabilnej??ch. objekty vo vesm?re. [ ]

Chladiace neutr?nov? hviezdy

V ?ase zrodu neutr?novej hviezdy (v d?sledku v?buchu supernovy) je jej teplota ve?mi vysok? - asi 10 11 K (to znamen? o 4 r?dy vy??ia ako teplota v strede Slnka), ale ve?mi r?chlo kles? kv?li ochladzovaniu neutr?n. Len za nieko?ko min?t teplota klesne z 10 11 na 10 9 K, za mesiac - na 10 8 K. Potom svietivos? neutr?n prudko kles? (ve?mi z?vis? od teploty) a ochladzovanie prebieha ove?a pomal?ie v d?sledku fot?nu (tepeln?) ?iarenie povrchu. Povrchov? teplota zn?mych neutr?nov?ch hviezd, pre ktor? bola nameran?, je r?dovo 10 5 -10 6 K (hoci jadro je zjavne ove?a teplej?ie).

Hist?ria objavov

Neutr?nov? hviezdy s? jednou z m?la tried vesm?rnych objektov, ktor? boli teoreticky predpovedan? pred objaven?m pozorovate?mi.

Prv?kr?t my?lienku existencie hviezd so zv??enou hustotou e?te pred objavom neutr?nu, ktor? urobil Chadwick za?iatkom febru?ra 1932, vyslovil sl?vny sovietsky vedec Lev Landau. Tak vo svojom ?l?nku O te?rii hviezd, nap?sanom vo febru?ri 1931 a z nezn?mych d?vodov oneskorene publikovanom 29. febru?ra 1932 (viac ako o rok nesk?r), p??e: „O?ak?vame, ?e toto v?etko [poru?enie kvantov?ch z?konov mechanika] by sa malo prejavi? vtedy, ke? sa hustota hmoty nato?ko zv????, ?e sa at?mov? jadr? dostan? do tesn?ho kontaktu a vytvoria jedno obrovsk? jadro.

"vrtu?ka"

R?chlos? rot?cie u? nesta?? na vyvrhnutie ?ast?c, tak?e tak?to hviezda nem??e by? r?diov?m pulzarom. R?chlos? rot?cie je v?ak st?le vysok? a hmota zachyten? magnetick?m po?om obklopuj?cim neutr?nov? hviezdu nem??e pada?, to znamen?, ?e nedoch?dza k narastaniu hmoty. Neutr?nov? hviezdy tohto typu nemaj? prakticky ?iadne pozorovate?n? prejavy a s? slabo ?tudovan?.

Accretor (r?ntgenov? pulzar)

R?chlos? rot?cie je zn??en? nato?ko, ?e teraz u? ni? nebr?ni tomu, aby hmota spadla na tak?to neutr?nov? hviezdu. Padaj?ca hmota, u? v stave plazmy, sa pohybuje pozd?? ?iar magnetick?ho po?a a nar??a na pevn? povrch tela neutr?novej hviezdy v oblasti jej p?lov, pri?om sa zahrieva a? na desiatky mili?nov stup?ov. L?tka zahriata na tak?to vysok? teploty jasne ?iari v oblasti r?ntgenov?ho ?iarenia. Oblas?, v ktorej sa dopadaj?ca hmota zraz? s povrchom tela neutr?novej hviezdy, je ve?mi mal? – len asi 100 metrov. T?to hor?ca ?kvrna pravidelne mizne z doh?adu kv?li rot?cii hviezdy, tak?e s? pozorovan? pravideln? pulz?cie r?ntgenov?ch l??ov. Tak?to objekty sa naz?vaj? r?ntgenov? pulzary.

Georot?tor

R?chlos? rot?cie tak?chto neutr?nov?ch hviezd je n?zka a nebr?ni akr?cii. Ale rozmery magnetosf?ry s? tak?, ?e plazmu zastav? magnetick? pole sk?r, ako ju zachyt? gravit?cia. Podobn? mechanizmus funguje v magnetosf?re Zeme, a preto tento typ neutr?nov?ch hviezd dostal svoje meno.

Pozn?mky

1. Dmitrij Trunin. Astrofyzici objasnili limitn? hmotnos? neutr?nov?ch hviezd (neur?it?) . nplus1.ru. Z?skan? 18. janu?ra 2018.
2. H. Quaintrell a kol. Hmotnos? neutr?novej hviezdy vo Vela X-1 a slapovo indukovan? neradi?lne oscil?cie v GP Vel // Astron?mia a astrofyzika. - Apr?l 2003. - ?. 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. Neutr?nov? hviezda s 2 slne?nou hmotnos?ou meran? pomocou oneskorenia Shapiro // Nature. - 2010. - Zv. 467. - S. 1081-1083.

V?po?ty ukazuj?, ?e v?buch supernovy s M ~ 25 M zanech? hust? neutr?nov? jadro (neutr?nov? hviezda) s hmotnos?ou ~ 1,6 M . Vo hviezdach so zvy?kovou hmotnos?ou M > 1,4 M, ktor? nedosiahli ?t?dium supernovy, tlak degenerovan?ho elektr?nov?ho plynu tie? nedok??e vyrovna? gravita?n? sily a hviezda sa zmr??uje do stavu jadrovej hustoty. Mechanizmus tohto gravita?n?ho kolapsu je rovnak? ako pri v?buchu supernovy. Tlak a teplota vo vn?tri hviezdy dosahuj? tak? hodnoty, pri ktor?ch sa zd?, ?e elektr?ny a prot?ny s? do seba „stla?en?“ a v d?sledku reakcie

po vyvrhnut? neutr?n vznikaj? neutr?ny, ktor? zaberaj? ove?a men?? f?zov? objem ako elektr?ny. Objav? sa takzvan? neutr?nov? hviezda, ktorej hustota dosahuje 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Charakteristick? ve?kos? neutr?novej hviezdy je 10 - 15 km. V istom zmysle je neutr?nov? hviezda obrovsk?m at?mov?m jadrom. ?al?ej gravita?nej kontrakcii br?ni tlak jadrovej hmoty, ktor? vznik? interakciou neutr?nov. Toto je tie? degenera?n? tlak, ako predt?m v pr?pade bieleho trpasl?ka, ale je to degenera?n? tlak ove?a hustej?ieho neutr?nov?ho plynu. Tento tlak je schopn? udr?a? hmoty a? do 3,2M.
Neutr?na produkovan? v momente kolapsu ochladzuj? neutr?nov? hviezdu pomerne r?chlo. Pod?a teoretick?ch odhadov jeho teplota klesne z 10 11 na 10 9 K za ~ 100 s. ?alej sa r?chlos? ochladzovania o nie?o zn??i. Z astronomick?ho h?adiska je v?ak dos? vysok?. Pokles teploty z 10 9 na 10 8 K nast?va za 100 rokov a na 10 6 K za mili?n rokov. Detekcia neutr?nov?ch hviezd optick?mi met?dami je pomerne n?ro?n? kv?li ich mal?m rozmerom a n?zkej teplote.
V roku 1967 na univerzite v Cambridge Hewish a Bell objavili kozmick? zdroje periodick?ho elektromagnetick?ho ?iarenia – pulzary. Peri?dy opakovania impulzov u v???iny pulzarov le?ia v rozmedz? od 3,3·10 -2 do 4,3 s. Pod?a modern?ch koncepci? s? pulzary rotuj?ce neutr?nov? hviezdy s hmotnos?ou 1 - 3 M a priemerom 10 - 20 km. Len kompaktn? objekty s vlastnos?ami neutr?nov?ch hviezd si dok??u udr?a? svoj tvar bez toho, aby sa pri tak?chto r?chlostiach ot??ania zr?tili. Zachovanie momentu hybnosti a magnetick?ho po?a pri vzniku neutr?novej hviezdy vedie k zrodu r?chlo rotuj?cich pulzarov so siln?m magnetick?m po?om B ~ 10 12 G.
Predpoklad? sa, ?e neutr?nov? hviezda m? magnetick? pole, ktor?ho os sa nezhoduje s osou rot?cie hviezdy. V tomto pr?pade ?iarenie hviezdy (r?diov? vlny a vidite?n? svetlo) k??e po Zemi ako l??e maj?ka. Ke? l?? prejde cez Zem, zaregistruje sa impulz. Samotn? ?iarenie neutr?novej hviezdy vznik? v d?sledku skuto?nosti, ?e nabit? ?astice z povrchu hviezdy sa pohybuj? smerom von pozd?? magnetick?ch silo?iar a vy?aruj? elektromagnetick? vlny. Tento pulzarov? r?diov? emisn? mechanizmus, ktor? prv?kr?t navrhol Gold, je zn?zornen? na obr. 39.

Ak l?? ?iarenia zasiahne pozemsk?ho pozorovate?a, potom r?dioteleskop detekuje kr?tke impulzy r?diovej emisie s peri?dou rovnaj?cou sa peri?de rot?cie neutr?novej hviezdy. Tvar impulzu m??e by? ve?mi zlo?it?, ?o je sp?soben? geometriou magnetosf?ry neutr?novej hviezdy a je charakteristick? pre ka?d? pulzar. Peri?dy rot?cie pulzarov s? pr?sne kon?tantn? a presnos? merania t?chto peri?d dosahuje 14-miestne ??sla.
Teraz boli objaven? pulzary, ktor? s? s??as?ou bin?rnych syst?mov. Ak pulzar obieha okolo druhej zlo?ky, potom by sa mali pozorova? odch?lky v peri?de pulzaru v d?sledku Dopplerovho javu. Ke? sa pulzar pribli?uje k pozorovate?ovi, zaznamenan? peri?da r?diov?ch impulzov kles? v d?sledku Dopplerovho javu a ke? sa pulzar od n?s vz?a?uje, jeho peri?da sa zvy?uje. Na z?klade tohto javu boli objaven? pulzary, ktor? s? s??as?ou dvojhviezd. Pre prv? objaven? pulzar PSR 1913 + 16, ktor? je s??as?ou bin?rneho syst?mu, bola doba obehu 7 hod?n 45 min?t. Vlastn? doba ot??ania pulzaru PSR 1913 + 16 je 59 ms.
?iarenie pulzaru by malo vies? k zn??eniu r?chlosti rot?cie neutr?novej hviezdy. Zistil sa aj tak?to ??inok. Zdrojom intenz?vneho r?ntgenov?ho ?iarenia m??e by? aj neutr?nov? hviezda, ktor? je s??as?ou bin?rneho syst?mu.
?trukt?ra neutr?novej hviezdy s hmotnos?ou 1,4 M a polomerom 16 km je zn?zornen? na obr. 40.

I - tenk? vonkaj?ia vrstva husto zbalen?ch at?mov. V oblastiach II a III s? jadr? usporiadan? vo forme na telo centrovanej kubickej mrie?ky. Oblas? IV pozost?va hlavne z neutr?nov. V oblasti V m??e hmota pozost?va? z pi?nov a hyper?nov, ktor? tvoria hadr?nov? jadro neutr?novej hviezdy. V s??asnosti sa upres?uj? jednotliv? detaily ?trukt?ry neutr?novej hviezdy.
Vznik neutr?nov?ch hviezd nie je v?dy v?sledkom v?buchu supernovy. Mo?n? je aj in? mechanizmus vzniku neutr?nov?ch hviezd po?as evol?cie bielych trpasl?kov v bl?zkych dvojhviezdnych s?stav?ch. Tok hmoty od sprievodnej hviezdy k bielemu trpasl?kovi postupne zvy?uje hmotnos? bieleho trpasl?ka a po dosiahnut? kritickej hmotnosti (Chandrasekharov limit) sa biely trpasl?k zmen? na neutr?nov? hviezdu. V pr?pade, ?e po vzniku neutr?novej hviezdy tok hmoty pokra?uje, jej hmotnos? sa m??e v?razne zv??i? a v d?sledku gravita?n?ho kolapsu sa m??e zmeni? na ?iernu dieru. To zodpoved? takzvan?mu „tich?mu“ kolapsu.
Ako zdroje r?ntgenov?ho ?iarenia sa m??u objavi? aj kompaktn? dvojhviezdy. Vznik? tie? v d?sledku narastania hmoty padaj?cej z „norm?lnej“ hviezdy na kompaktnej?iu. Pri narastan? hmoty na neutr?nov? hviezdu s B > 10 10 G hmota spad? do oblasti magnetick?ch p?lov. R?ntgenov? ?iarenie je modulovan? jeho rot?ciou okolo osi. Tak?to zdroje sa naz?vaj? r?ntgenov? pulzary.
Existuj? zdroje r?ntgenov?ho ?iarenia (naz?van? burstery), v ktor?ch doch?dza k v?buchom ?iarenia periodicky v intervaloch nieko?k?ch hod?n a? dn?. Charakteristick? ?as n?behu burstu je 1 sekunda. Trvanie burstu od 3 do 10 sek?nd. Intenzita v momente v?buchu m??e presiahnu? svietivos? v k?udovom stave o 2 - 3 r?dy. V s??asnosti je zn?mych nieko?ko stoviek tak?chto zdrojov. Predpoklad? sa, ?e k v?buchom ?iarenia doch?dza v d?sledku termonukle?rnych v?buchov hmoty nahromadenej na povrchu neutr?novej hviezdy v d?sledku narastania.
Je dobre zn?me, ?e pri mal?ch vzdialenostiach medzi nukle?nmi (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность r яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества r >r jed, s? mo?n? tak? procesy, ako je v?skyt pionov?ho kondenz?tu, prechod neutronizovanej l?tky do pevn?ho kry?talick?ho stavu, tvorba hyper?novej a kvark-glu?novej plazmy. Je mo?n? vznik supratekut?ch a supravodiv?ch stavov neutr?novej hmoty.
V s?lade s modern?mi predstavami o spr?van? sa hmoty pri hustot?ch 10 2 - 10 3 kr?t vy???ch ako je hustota jadra (o tak?chto hustot?ch sa hovor?, ke? sa hovor? o vn?tornej ?trukt?re neutr?novej hviezdy), sa vo vn?tri hviezdy v bl?zkosti tvoria at?mov? jadr?. hranicu stability. Hlb?ie pochopenie je mo?n? dosiahnu? ?t?diom stavu hmoty v z?vislosti od hustoty, teploty, stability jadrovej hmoty s exotick?mi pomermi po?tu prot?nov k po?tu neutr?nov v jadre n p / n n , ber?c do ?vahy slab? procesy zah??aj?ce neutr?na. V s??asnosti s? jadrov? reakcie medzi ?a?k?mi i?nmi prakticky jedin?m sp?sobom, ako ?tudova? hmotu s hustotou v???ou ako jadrov?. Experiment?lne ?daje o zr??ke ?a?k?ch i?nov v?ak zatia? neposkytuj? dostatok inform?ci?, preto?e dosiahnute?n? hodnoty n p / n n pre cie?ov? jadro aj pre dopadaj?ce zr?chlen? jadro s? mal? (~ 1 - 0,7).
Presn? merania peri?d r?diov?ch pulzarov uk?zali, ?e r?chlos? rot?cie neutr?novej hviezdy sa postupne spoma?uje. Je to sp?soben? prechodom kinetickej energie rot?cie hviezdy na energiu ?iarenia pulzaru a emisiou neutr?n. Mal? skoky v peri?dach r?diov?ch pulzarov sa vysvet?uj? akumul?ciou nap?t? v povrchovej vrstve neutr?novej hviezdy, sprev?dzan? „praskan?m“ a „zlomkami“, ?o vedie k zmene r?chlosti rot?cie hviezdy. Pozorovan? ?asov? charakteristiky r?diov?ch pulzarov obsahuj? inform?cie o vlastnostiach „k?ry“ neutr?novej hviezdy, fyzik?lnych podmienkach v nej a supratekutosti neutr?novej hmoty. Ned?vno bolo objaven? zna?n? mno?stvo r?diov?ch pulzarov s peri?dami krat??mi ako 10 ms. To si vy?aduje spresnenie predst?v o procesoch vyskytuj?cich sa v neutr?nov?ch hviezdach.
?al??m probl?mom je ?t?dium neutr?nov?ch procesov v neutr?nov?ch hviezdach. Emisia neutr?n je jedn?m z mechanizmov straty energie neutr?novou hviezdou po?as 10 5 - 10 6 rokov po jej vzniku.

Pozostatok supernovy Korma-A, v strede ktor?ho je neutr?nov? hviezda

Neutr?nov? hviezdy s? pozostatky mas?vnych hviezd, ktor? dosiahli koniec svojej evolu?nej cesty v ?ase a priestore.

Tieto zauj?mav? objekty sa rodia z kedysi mas?vnych obrov, ktor? s? ?tyri a? osemkr?t v???? ako na?e Slnko. St?va sa to pri v?buchu supernovy.

Po takomto v?buchu s? vonkaj?ie vrstvy vymr?ten? do vesm?ru, jadro zost?va, ale u? nie je schopn? podporova? jadrov? f?ziu. Bez vonkaj?ieho tlaku z nadlo?n?ch vrstiev sa zr?ti a katastrof?lne zmr?t?.

Napriek svojmu mal?mu priemeru - asi 20 km, sa neutr?nov? hviezdy m??u pochv?li? 1,5-n?sobkom hmotnosti n??ho Slnka. Preto s? neuverite?ne hust?.

Mal? ly?i?ka hviezdnej hmoty na Zemi by v??ila asi sto mili?nov ton. V ?om sa prot?ny a elektr?ny sp?jaj? do neutr?nov – tento proces sa naz?va neutroniz?cia.

Zl??enina

Ich zlo?enie nie je zn?me, predpoklad? sa, ?e m??u pozost?va? zo supratekutej neutr?novej kvapaliny. Maj? extr?mne siln? gravit?ciu, ove?a silnej?iu ako Zem a dokonca aj Slnko. T?to gravita?n? sila je obzvl??? p?sobiv?, preto?e m? mal? ve?kos?.
V?etky sa ot??aj? okolo osi. Po?as kompresie sa zachov? uhlov? hybnos? ot??ania a v d?sledku zmen?enia ve?kosti sa r?chlos? ot??ania zvy?uje.

V d?sledku obrovskej r?chlosti rot?cie sa na vonkaj?om povrchu, ktor? je pevnou „k?rou“, periodicky vyskytuj? trhliny a „hviezdne otrasy“, ktor? spoma?uj? r?chlos? rot?cie a vyp???aj? „prebyto?n?“ energiu do priestoru.

Ohromuj?ci tlak, ktor? existuje v jadre, m??e by? podobn? tomu, ktor? existoval v ?ase ve?k?ho tresku, ale nane??astie ho nemo?no na Zemi simulova?. Preto s? tieto objekty ide?lnymi pr?rodn?mi laborat?riami, kde m??eme pozorova? na Zemi nedostupn? energie.

r?diov? pulzary

R?diov? pulzary objavila koncom roku 1967 postgradu?lna ?tudentka Jocelyn Bell Burnell ako r?diov? zdroje, ktor? pulzuj? na kon?tantnej frekvencii.
?iarenie vy?arovan? hviezdou je vidite?n? ako pulzuj?ci zdroj ?iarenia alebo pulzar.

Schematick? zn?zornenie rot?cie neutr?novej hviezdy

R?diov? pulzary (alebo jednoducho pulzar) s? rotuj?ce neutr?nov? hviezdy, ktor?ch pr?dy ?ast?c sa pohybuj? takmer r?chlos?ou svetla, ako rotuj?ci l?? maj?ku.

Po nepretr?itej rot?cii po?as nieko?k?ch mili?nov rokov str?caj? pulzary svoju energiu a st?vaj? sa norm?lnymi neutr?nov?mi hviezdami. Dnes je zn?mych len asi 1000 pulzarov, hoci ich v galaxii m??u by? stovky.

R?diov? pulzar v Krabej hmlovine

Niektor? neutr?nov? hviezdy vy?aruj? r?ntgenov? ?iarenie. Sl?vna Krabia hmlovina je dobr?m pr?kladom tak?hoto objektu, ktor? vznikol po?as v?buchu supernovy. T?to expl?zia supernovy bola pozorovan? v roku 1054 n??ho letopo?tu.

Pulzarov? vietor, video Chandra

R?diov? pulzar v Krabej hmlovine vyfotografovan? Hubbleov?m vesm?rnym teleskopom cez 547nm filter (zelen? svetlo) od 7. augusta 2000 do 17. apr?la 2001.

magnetary

Neutr?nov? hviezdy maj? magnetick? pole mili?nkr?t silnej?ie ako najsilnej?ie magnetick? pole vytvoren? na Zemi. S? tie? zn?me ako magnetary.

Plan?ty v bl?zkosti neutr?nov?ch hviezd

Zatia? je zn?me, ?e ?tyri maj? plan?ty. Ke? je v bin?rnom syst?me, je mo?n? mera? jeho hmotnos?. Z t?chto bin?rnych syst?mov v r?diovom alebo r?ntgenovom rozsahu boli nameran? hmotnosti neutr?nov?ch hviezd pribli?ne 1,4-n?sobkom hmotnosti Slnka.

Dvojit? syst?my

?plne in? typ pulzaru je vidite?n? v niektor?ch r?ntgenov?ch dvojhviezdach. V t?chto pr?padoch neutr?nov? hviezda a oby?ajn? hviezda tvoria bin?rny syst?m. Siln? gravita?n? pole ?ah? materi?l z oby?ajnej hviezdy. Materi?l, ktor? na? dopad? po?as procesu narastania, sa zahrieva nato?ko, ?e produkuje r?ntgenov? l??e. Pulzn? r?ntgenov? l??e s? vidite?n?, ke? hor?ce ?kvrny na rotuj?com pulzare prech?dzaj? cez priamku vidite?nosti zo Zeme.

Pri bin?rnych syst?moch obsahuj?cich nezn?my objekt t?to inform?cia pom?ha rozl??i?, ?i ide o neutr?nov? hviezdu, alebo napr?klad ?iernu dieru, preto?e ?ierne diery s? ove?a hmotnej?ie.