neutronova-hvezda-vyrez.jpg Neutronová hvězda je hvězda skládajícící se z degenerovaného neutronového plynu. Neutronové hvězdy jsou často pozůstatkem po výbuchu supernovy.

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. Neutronová hvězda se naproti tomu 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 sdílet stejný stav, která se projevuje jako tlak, bránící dalšímu smršťování). Takováto hmota, nazývaná degenerovaný neutronový plyn, se vyznačuje velkou hustotou. Neutronové hvězdy mají hmotnost řádově stejnou jako Slunce. Přitom jejich poloměr je pouze v řádu desítek km. To znamená řádově 10¹⁴krát menší objem než Slunce, a naopak 10¹⁴krát větší hustotu.

Neutronové hvězdy jsou často pozorované jako pulsary, výjimečně jako magnetary.

Neutronové hvězdy Degenerovaná hvězda z neutronového plynu. Její hmotnost je větší než 1,4 Ms (Chandrasekharova mez), ale menší než Oppenheimerova-Volkoffova mez (přibližně 4 Ms). Degenerované hvězdy o hmotnosti menší než je 1,4 Ms jsou bílí trpaslíci. Naopak objekty hmotnější než je Oppenheimerova-Volkoffova mez jsou černé díry. Průměr neutronové hvězdy je mezi 20 a 30 km. Hvězdy o tak malém objemu a velké hmotnosti mají hustoty větší než 1014 g cm-3, což jsou přibližně hustoty atomového jádra. Látka se za takových hustot stává neutronovým plynem. Tlak degenerovaného neutronového plynu působí proti obrovské vlastní gravitaci a zabraňuje kolapsu neutronové hvězdy. Pokud ovšem hmotnost nepřesáhne Oppenheimerovu-Volkoffovu mez. Neutronové hvězdy vznikají gravitačním kolapsem červených veleobrů , tj. při výbuchu supernovy typu II. Zhroucení velebobra způsobí v jeho vyhořelém jádru obrovský tlak a obrovskou hustotu. Volné elektrony jsou vtlačeny do protonů a vzniknou neutrony (a neutrina). Tento proces se nazývá neutronizace a je důsledkem Pauliho principu. Většina hvězd mají magnetická pole zamrzlá v hvězdném plazmatu. Při zhroucení hvězdy např. o průměru 2,5 mil. km do neuronové hvězdy o průměru 25 km se její průměr zmenšil o několik řádů, stejně tak se zmenšil i objem a povrch, ale vzrostla hustota. Siločáry mag. pole zůstaly všechny, ale jejich hustota vzrostla, tedy vzrostla také intenzita magnetického pole. Magnetické pole obyčejné hvězdy je několik gaussů, na neutronových hvězdách jsou magnetická pole velmi silná, od 108 až do 1012 G. A právě tato silná magnetická pole dělají z neutronových hvězd pulzary, zdroje pravidelně se opakujících záblesků. Všechny pulzary jsou neutronové hvězdy, ale většinu neutronových hvězd jako pulzary nepozorujeme, neboť pulzy jejich záření míjejí Zemi. Ve vesmíru je málo osamocených neutronových hvězd, pozorování osamocené neutronové hvězdy je nesnadné, protože jsou to velmi slabé objekty, nebo%t jejich povrch je velmi malý. Vzhledem k velké povrchové teplotě vysílají ultrafialové a rentgenové záření. Častěji se neutronové hvězdy vyskytují jako neutronové dvojhvězdy.

Vesmírné objekty

Неутронна звезда | Neutronska zvijezda | Estrella de neutrons | Neutronstjerne | Neutronenstern | Neutron star | Estrella de neutrones | Neutrontäht | Neutronitähti | Étoile à neutrons | כוכב נייטרונים | Neutronska zvijezda | Neutroncsillag | Stella di neutroni | 中性子星 | Stella neutronica | Neutroninė žvaigždė | Neitronu zvaigzne | Neutronenster | Gwiazda neutronowa | Estrela de nêutrons | Нейтронная звезда | Neutronska zvijezda | Neutron star | Neutrónová hviezda | Nevtronska zvezda | Neutronstjärna | ดาวนิวตรอน | Sao neutron | 中子星