Neitronu zvaigzne
Neitronu zvaigzne ir ļoti maza un blīva zvaigzne, kas gandrīz pilnībā sastāv no neitroniem. Tās ir nelielas zvaigznes, kuru rādiuss ir aptuveni 11-11,5 kilometri. To masa ir aptuveni divreiz lielāka par Saules masu. Tās ir vismazākās un visblīvākās zināmās zvaigznes Visumā. Tās ir milzīgas zvaigznes atliekas, kas eksplodējusi kā supernova.
Zvaigznes blīvums ir līdzīgs atoma kodola blīvumam. Tām ir spēcīgi magnētiskie lauki, kas 108 līdz 1015 reižu spēcīgāki par Zemes magnētisko lauku. Gravitācijas lauks pie neitronu zvaigznes virsmas ir aptuveni 2×1011 reizes spēcīgāks nekā uz Zemes.
Lai iedomātos, cik blīva ir neitronu zvaigzne, paņemiet visu mūsu Saules masu (kuras diametrs ir 1 392 000 kilometru (865 000 jūdžu)) un sapresējiet to līdz tādam izmēram, kas ietilptu 19 kilometru (12 jūdžu) diametra lodē. Vēl viens veids, kā saprast blīvumu, ir šāds: viena tējkarote neitronu zvaigznes vielas svērtu 6 miljardus tonnu.
Neitronu zvaigznes griežas ļoti ātri - no 0,001 sekundes līdz 30 sekundēm. Tās ir dažāda veida. Tās var izstarot elektromagnētiskā starojuma starus kā pulsari. Citi veidi ir magnēta zvaigznes un bināri pulsari.
To temperatūra ir vairāk nekā 600 000 Kelvina grādu. Novērojamās neitronu zvaigznes ir ļoti karstas, un to virsmas temperatūra parasti ir aptuveni 600 000 K.
Pulsara PSR B1509-58, kas ir strauji rotējoša neitronu zvaigzne, starojums liek tuvumā esošajai gāzei spīdēt rentgena starojumā (zelta krāsā, no Chandra) un izgaismo pārējo miglāju, kas šeit redzama infrasarkanā starojumā (zilā un sarkanā krāsā, no WISE).
Modelis, kas parāda, kā neitronu zvaigzne izskatās no iekšpuses.
Vēsture
1934. gadā Valters Baads un Fricis Cvickis ierosināja neitronu zvaigžņu pastāvēšanu, tikai gadu pēc tam, kad neitronu atklāja Džeimss Čadviks.
Meklējot supernovas izcelsmi, viņi izteica pieņēmumu, ka supernovu sprādzienos parastas zvaigznes pārvēršas par zvaigznēm, kas sastāv no ārkārtīgi cieši sakopotiem neitroniem, kurus viņi nosauca par neitronu zvaigznēm. Baade un Cvicky ierosināja, ka neitronu zvaigžņu gravitācijas saistošās enerģijas atbrīvošanās nodrošina supernovas spēku: "Supernovas procesā masas masas masas masa tiek anihilēta".
Tika uzskatīts, ka neitronu zvaigznes ir pārāk vājas, lai tās varētu atklāt. Līdz 1967. gada novembrim, kad Franko Pačīni (1939-2012) norādīja, ka, ja neitronu zvaigznes rotē un tām ir liels magnētiskais lauks, tad tiek emitēti elektromagnētiskie viļņi, ar tām tika maz strādāts. Kembridžas radioastronoms Entonijs Hivišs (Antony Hewish) un viņa asistents Džočelins Bells (Jocelyn Bell) drīz atklāja radio impulsus no zvaigznēm, kuras tagad sauc par pulsariem.
Jautājumi un atbildes
J: Kas ir neitronu zvaigzne?
A: Neitronu zvaigzne ir ļoti maza un blīva zvaigzne, kas gandrīz pilnībā sastāv no neitroniem. Tās rādiuss ir aptuveni 11-11,5 kilometri un masa ir aptuveni divreiz lielāka par Saules masu.
J: Cik blīva ir neitronu zvaigzne?
A: Zvaigznes blīvums ir līdzīgs atoma kodola blīvumam, un tās gravitācijas lauks pie virsmas ir 2x1011 reizi spēcīgāks nekā uz Zemes. Lai to aplūkotu perspektīvā, visu mūsu Saules masu varētu saspiest 19 kilometru diametra lodē. Viena tējkarote neitronu zvaigznes vielas svērtu 6 miljardus tonnu.
Jautājums: Cik ātri rotē neitronu zvaigznes?
A: Neitronu zvaigznes griežas ļoti ātri - no 0,001 sekundes līdz 30 sekundēm.
J: Kādi ir to veidi?
A: Ir dažādi veidi, piemēram, pulsari, magnētsargi un bināri pulsari, kas izstaro elektromagnētiskā starojuma starus vai kuriem ir spēcīgi magnētiskie lauki, attiecīgi 108 līdz 1015 reižu spēcīgāki nekā uz Zemes.
J: Kāda temperatūra tiem parasti ir?
A: Novērojamās neitronu zvaigznes ir ļoti karstas, un to virsmas temperatūra parasti ir aptuveni 600000 K (600000 Kelvina grādu).
