NET Elektro

Neutronové hvězdy jsou závěrečným stádiem vývoje hvězdy. Vznikají jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu II, typu Ib nebo Ic.

Vznik

Neutronové hvězdy se podstatně liší od hvězd jako Slunce. Hvězda hlavní posloupnosti (například právě Slunce) je složena z plazmatu a v jejím jádru probíhají termonukleární reakce. Gravitace je kompenzována tlakem plazmatu při vysoké teplotě. Naproti tomu během vzniku neutronové hvězdy jsou pod velkým tlakem elektrony vmáčknuty do jader atomů, čímž se protony v jádrech změní na neutrony (za vyzáření příslušného počtu neutrin), čímž vzniká tzv. neutronový degenerovaný plyn. Tento proces se nazývá neutronizace. Neutronová hvězda se tedy skládá ze samých neutronů a gravitace je kompenzována tlakem, který má původ v Pauliho vylučovacím principu (zjednodušeně by se dalo říci, že z kvantové mechaniky vyplývá „nechuť“ částic jako neutrony (obecněji fermionů) sdílet stejný stav, která se projevuje jako tlak, bránící dalšímu smršťování).

Vlastnosti

Hmotnost a hustota

Hmotnost typických neutronových hvězd se pohybuje v rozmezí od 1,35 slunečních hmot do 2,1 slunečních hmot (teoreticky až 3-5 slunečních hmot, což je hodnota známá jako Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez a představuje mez, při které se těleso složené z degenerovaného neutronového plynu přemění na černou díru, nebo na kvarkovou hvězdu), rozměry neutronové hvězdy jsou však jen mezi 20 a 10 km v průměru (hvězda s vyšší hmotností má menší poloměr). To odpovídá hustotám 8×10¹³ až 2×10¹⁵ g/cm³, za kterých se látka chová jako degenerovaný neutronový plyn.

Intenzivní gravitační pole v okolí neutronové hvězdy dokáže přitáhnout vše hmotné k jejímu gravitačnímu centru. Případné srážky s jinými vesmírnými tělesy by byly doprovázeny uvolněním velkého množství energie, indikovaným mohutnou emisí gama záření.