Ovaj članak ili neki od njegovih odlomaka nije dovoljno potkrijepljen izvorima (literatura, veb-sajtovi ili drugi izvori). Ako se pravilno ne potkrijepe pouzdanim izvorima, sporne rečenice i navodi mogli bi biti izbrisani. Pomozite Wikipediji tako što ćete navesti validne izvore putem referenci te nakon toga možete ukloniti ovaj šablon.
Model neutronske zvijezde
Neutronska zvijezda je kompaktna zvijezda kod koje težina zvijezde zavisi od pritiska slobodnih neutrona. Također se zove i degenerirana zvijezda. Neutron je elementarna čestica koja gradi atomsko jezgro. Neutroni su električki neutralni (po čemu su i dobili naziv), a koji za razliku od protona, mogu se sabijati i tako oformiti ekstremno velika "jezgra" čak i do nekoliko puta većih masa od mase Sunca. Neutronske zvijezde su prva bitna nebeska tijela čije postojanje je prvi put pretpostavljeno u teoriji (1933. god.) i kasnije (1968. god.) otkrivene, u prvom redu kao radio-pulsari.
Neutronske zvijezde imaju masu istog reda veličine kao i Sunce. Njihova veličina (radijus) je reda veličine 10 km, tj. 70000 puta manji je od Sunčevog. Tako je masa neutronske zvijezde sadržana u volumenu 70000³ ili približno 1014 puta manjem nego što je Sunčev, a srednja gustoća mase može biti 1014 puta veća nego gustoća Sunca. Tako gusta materija se ne može proizvesti u laboratoriju. Neutronske zvijezde su najgušći poznati objekti. To odgovara gustoći atomskog jezgra. Dakako, i neutronska zvijezda se može smatrati gigantskim atomskim jezgrom, vezanim gravitacionom silom.
Zbog njene male veličine i velike gustoće, neutronska zvijezda posjeduje površinsko gravitaciono polje koje je za 2×1011 veće od Zemljinog. Jedna od mjera za gravitaciju je i izlazna brzina, tj. brzina koju treba dati nekom tijelu da bi ono moglo izaći iz gravitacionog polja u beskonačnost. Za neutronsku zvijezdu takve brzine su tipično oko 100.000 km/s, što čini 1/3 brzine svjetlosti. Obratno: tijelo koje pada na površinu neutronske zvijezde bi se sudarilo sa zvijezdom također pri brzini od 100.000 km/s. Gledajući iz perspektive, ako bi prosječno ljudsko biće došlo u dodir sa neutronskom zvijezdom, oni bi se sudarili tako žestoko što bi proizvelo nuklearnu eksploziju od 100 megatona.
Neutronske zvijezde su jedne od nekoliko mogućih krajnjih tačaka evolucije zvijezda, pa se ponekad zato i zove mrtvom zvijezdom. Nastaju pri eksploziji supernove kao ostak masivne zvijezde (supernova tipa II ili Ib), ili kao ostatak kolabirajućeg bijelog patuljka od supernove tipa Ia.
Neutronske zvijezde su obično prečnika oko 20 km i imaju masu koja je za 1,4 puta veća od Sunčeve (Chandrasekarova granica, ispod koje bi umjesto toga bile bijeli patuljci), ali i manju masu od Sunčeve za oko 3 puta (inače bi bile crne rupe), te se okreću vrlo brzo (jedna revolucija može trajati čak od 30 sekundi do stotine sekundi).
Materija na površini neutronske zvijezde se sastoji redovito od nukleusa i joniziranih elektrona. Zvijezdina "atmosfera" je oko 1 m debljine, ispod koje se nalazi čvrsta "kora". U unutrašnjosti se nalazi jezgro sa rastućim brojem neutrona. Takvi nukleusi bi se brzo raspali na Zemlji, ali se održavaju u stabilnom stanju zahvaljujući velikim pritiscima. Još dublje, nalazi se tačka zvana tačka neutronskog curenja gdje slobodni neutroni ističu iz jezgra. U ovoj oblasti imamo jezgra, slobodne elektrone i slobodne neutrone. Nukleusi postaju sve manji i manji sve dok ne dosegnu jezgro, prema definiciji tačke gdje zajedno nestaju. Egzaktna priroda superguste materije u jezgru još nije sasvim razjašnjena. Neki istraživači označavaju ovu teoretsku materiju kao neutronij, mada ovaj termin može dovesti u nedoumicu i češće se koristi u naučnoj fantastici. To može biti supertečna mješavina neutrona sa nekoliko protona i elektrona, ali i druge visokoenergetske čestice poput piona i kaona mogu biti prisutne, pa čak i subatomska kvarkna materija. Ipak takve opsevacije još nisu otišle daleko i nisu dokazane.
Historija otkrića
1932. godine James Chadwick (Džejms Čedvik) je otkrio elementarnu česticu neutron i za to otkriće dobio Nobelovu nagradu 1945. godine.
1933. godine Walter Baade i Fritz Zwicky su pretpostavili postojanje neutronske zvijezde, samo godinu dana nakon otkrića neutrona. Tražeći objašnjenje za porijeklo supernovih, pretpostavili su da se neutron formira u supernovoj. Supernove su zvijezde koje se iznenada pojavljuju na nebu i koje mogu svojim sjajem obasjavati cijelu galaksiju danima i sedmicama. Baade i Zwicky su korektno pretpostavili na vrijeme da oslobađanje gravitacione energije veze neutronskih zvijezda pokreće supernovu: "U procesu nastanka supernove masa se uveliko poništava". Ako centralni dio masivne zvijezde prije njenog sažimanja sadrži npr. 3 solarne mase, neutronska zvijezda od 2 solarne mase se ne može formirati. Energija veze E takve neutronske zvijezde, kada se izražava u jedinicama mase preko izraza E=mc2, je jednaka 1 solarnoj masi. Ovo je konačno energija koja pokreće supernovu.
1967. godine Jocelyn Bell i Anthony Hewish su otkrili radio-pulseve s nekog pulsara, što se kasnije interpretiralo kao da vodi porijeklo od izolirane, rotacione, neutronske zvijezde. Izvor energije je energija rotacije neutronske zvijezde. Najveći broj poznatih neutronskih zvijezda su ovog tipa.
Godine 1971. Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kelogg, R. Levinson, E. Schreier i H. Tananbaum su otkrili pulsiranja s periodom od 4,8 s u izvoru rendgenskog zračenja u sazviježđu Kentaur, Ken X-3. Oni su ovo interpretirali kao rezultat rotiranja užarene neutronske zvijezde u orbiti oko druge zvijezde. Izvor energije je gravitacioni i rezultira iz "kiše" gasa koja pada na površinu neutronske zvijezde.
Neke neutronske zvijezde koje se mogu opservirati
Raspršivač X-zraka - neutronska zvijezda sa dvojnim pratiocem male mase iz koje se materija gomila što prouzrokuje nepravilna raspršenja energije sa površine neutronske zvijezde.
Pulsar - opći izraz za neutronsku zvijezdu koja emitira usmjerene pulseve radijacije prema nama u nepravilnim intervalima usljed njihovih jakih magnetnih polja.
Neutronske zvijezde rotiraju ekstremno brzo nakon njihovog stvaranja usljed održanja ugaonog momenta; kao što klizač na ledu pokreće svoje ruke, pa spora rotacija originalnog zvjezdinog jezgra se ubrzava dok se ona skuplja. Novonastala neutronska zvijezda može rotirati i do nekoliko puta u sekundi, a ponekad, kada orbitiraju oko druge zvijezde i kada su u stanju gomilati materiju iz nje, mogu je povećavati i do nekoliko hiljada puta u sekundi, mijenjajući oblik u spljošteni sferoid usprkos njihovoj sopstvenoj ogromnoj gravitaciji (ekvatorijalno ispupčenje).
Vremenom neutronske zvijezde usporavaju svoje kretanje jer njihova rotaciona magnetska polja zrače energiju; starijim neutronskim zvijezdama treba nekoliko sekundi ili minuta za svaku revoluciju.
Brzina pri kojoj neutronska zvijezda usporava svoju rotaciju je obično konstantna i veoma mala: opservirane brzine su oko 10-12 i 10-19 sekundi za svaki vijek. Drugim riječima, neutronska zvijezda koja sada rotira za 1 s će rotirati 1.000000000001 s nakon jednog vijek.
Ponekad će neutronska zvijezda pretrpiti grešku: brzo i neočekivano povećanje njene brzine rotacije (iste ekstremno male veličine dok se konstanta usporava). Greške se smatraju efektima unutrašnje reorganizacije materije koja tvori neutronsku zvijezdu, nešto poput zvjezdanih potresa (zvjezdotresa). Takav zvjezdani potres bi se registrovao na kao potres jačine 20 ili 25 stepeni Richterove skale.
Neutronske zvijezde također imaju vrlo jaka magnetna polja koja su oko 1012 jača od Zemljinih. Neutronske zvijezde mogu "pulsirati" zbog elektrona koji se ubrzavaju u blizini magnetnih polova, a koji se ne svrstavaju u red sa osom rotacije zvijezde. Ovi elektroni putuju prema vanjskoj strani iz neutronske zvijezde, sve dok ne dosegnu tačku u kojoj bi bili prisiljeni da putuju brže od brzine svjetlosti da bi još rotirali oko zvijezde. Na ovom poluprečniku, elektroni se moraju zaustaviti, te osloboditi nešto od svoje kinetičke energije u obliku X-zraka ili gama-zraka. Vanjski promatrači vide ove pulseve radijacije kad god je vidljiv i magnetni pol. Pulsevi dolaze istom brzinom kojom rotira i neutronska zvijezda, pa stoga se pojavljuju periodično. Neutronske zvijezde koje emitiraju takve pulseve se zovu pulsari.
Kada su pulsari prvi put otkriveni, brza vremenska skala radio-pulseva (oko 1 s, rijetko u astronomiji danas), se smatrala da je uzrokovana od strane zemaljske inteligencije (kakvi su signali farmerske električne ograde) ili vanzemaljske inteligencije, koja se kasnije u šali tumačila kao LGM-1, tj. "Little Green Man" (Mali zeleni ljudi). Visoko regularni dijagram pulseva koji je objelodanjen nakon nekoliko sedmica opservacija je brzo isključio ovu opciju.
Nastavljena regularnost nakon mnogo mjeseci je bila najiznuđeniji argument za objašnjenje rotirajuće neutronske zvijezde.
Druga klasa neutronskih zvijezda, poznati kao magnetari postoji. Oni imaju magnetska polja od preko 10 gigatesla jačine, tj. dovoljno su jaki da mogu izbrisati kreditnu karticu sa Sunčeve udaljenosti i dovoljno jaki da mogu biti kobni i sa Mjesečeve udaljenosti. Poređenja radi, Zemljino prirodno magnetno polje je jačine 50 mikrotesla, pa je na Zemlji fatalno magnetno polje samo teoretska mogućnost. Neka od najjačih polja se proizvode i koriste stvarno u medicinskom slikanju. Mali magnet načinjen od rijetkoga neodima ima magnetno polje od 1 tesle, te većina medija koji se koriste za čuvanje podataka se može izbrisati jačinom izraženom u militeslama.
Procesi u magnetaru uključuju komplikovane linije polja rotacije neutronske zvijezde,sve dok ne postanu iznimno guste, što uzrokuje rezonantno magnetno polje.
