Neutronska zvijezda

Neutronska zvezda je vrsta zvezde, ili preciznije zvezdanog ostatka, koja može da nastane usled gravitacionog kolapsa masivne zvezde tokom supernove.^[1] Neutronske zvezde su sačinjene gotovo isključivo od neutrona, subatomskih čestica bez naelektrisanja i gotovo identične mase kao proton. Ove zvezde imaju veliku temperaturu (oko milion Kelvina)^[2] zbog velike gustine, a dalje urušavanje zvezde je onemogućeno usled Paulijevog principa isključenja. Ovaj princip govori da dve čestice (u ovom slučaju dva neutrona) ne mogu da simultano budu u istom kvantom stanju. Neutronske zvezde su prvo teorijski predviđene 1933. od strane Valtera Badea i Frica Cvikija, a pronađene su 1967. godine kao pulsari.

Neutronske zvezde imaju masu istog reda veličine kao i Sunce.^[3][4] Njihova veličina (radijus) je reda veličine 10 km, tj. 70000 puta su manje od Sunca. Tako je masa neutronske zvezde sadržana u zapremini približno 10¹⁴ puta manjoj nego što je Sunčeva, a srednja gustina mase može biti 10¹⁴ puta veća nego gustina Sunca. Tako gusta materija se ne može proizvesti u laboratoriji. Neutronske zvezde su najgušći poznati objekti. To odgovara gustini atomskog jezgra. Dakako, i neutronska zvezda se može smatrati gigantskim atomskim jezgrom, vezanim gravitacionom silom.^[5][6]

Zbog njene male veličine i velike gustine, neutronska zvezda poseduje površinsko gravitaciono polje koje je za 2×10¹¹ veće od Zemljinog. Jedna od mera za gravitaciju je i izlazna brzina, tj. brzina koju treba dati nekom telu da bi ono moglo izaći iz gravitacionog polja u beskonačnost. Za neutronsku zvezdu takve brzine su tipično oko 100.000 km/s, što čini 1/3 brzine svetlosti. Obratno: telo koje pada na površinu neutronske zvezde bi se sudarilo sa zvezdom takođe pri brzini od 100.000 km/s. Gledajući iz perspektive, ako bi prosečno ljudsko biće došlo u dodir sa neutronskom zvezdom, oni bi se sudarili tako žestoko, da bi to proizvelo nuklearnu eksploziju od 100 megatona.

Neutronske zvezde su jedne od nekoliko mogućih krajnjih tačaka evolucije zvezda, pa se ponekad zato i zove mrtvom zvezdom. Nastaju pri eksploziji supernove kao ostak masivne zvezde (supernova tipa II ili Ib), ili kao ostatak kolapsirajućeg belog patuljka od supernove tipa Ia. Neutronske zvezde su obično prečnika oko 20 km i imaju masu koja je za 1,4 puta veća od Sunčeve (Čandrasekarova granica, ispod koje bi umesto toga bile beli patuljci), ali i manju masu od oko 3 mase Sunca (inače bi bile crne rupe), te se okreću vrlo brzo (jedna revolucija može trajati čak od 30 sekundi do stotine sekundi).^{[7][8][9][10]}

Materija na površini neutronske zvezde se sastoji od nukleusa i jonizovanih elektrona. Zvezdina „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 gde slobodni neutroni ističu iz jezgra. U ovoj oblasti postoje jezgra, slobodni elektroni i slobodni neutrone. Nukleusi postaju sve manji i manji sve dok ne dosegnu jezgro, prema definiciji tačke gde zajedno nestaju. Egzaktna priroda superguste materije u jezgru još nije sasvim razjašnjena. Neki istraživači označavaju ovu teoretsku materiju kao neutronijum, mada ovaj termin može dovesti u nedoumicu i češće se koristi u naučnoj fantastici. To može biti supertečna mešavina 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.

1. ↑ Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (illustrated izd.). Springer Science & Business Media. str. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. 
2. ↑ „Introduction to neutron stars”. Pristupljeno 25. 1. 2009. 
3. ↑ Özel, Feryal; Psaltis, Dimitrios; Narayan, Ramesh; Santos Villarreal, Antonio (septembar 2012). „On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars”. The Astrophysical Journal 757 (1): 13. arXiv:1201.1006. Bibcode 2012ApJ...757...55O. DOI:10.1088/0004-637X/757/1/55. 
4. ↑ Chamel, N.; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L.; Fantina, A. F. (19. 11. 2013). „On the Maximum Mass of Neutron Stars”. International Journal of Modern Physics 1 (28): 1330018. arXiv:1307.3995. Bibcode 2013IJMPE..2230018C. DOI:10.1142/S021830131330018X. 
5. ↑ Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). „Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars”. The Astrophysical Journal 852 (2): L25. arXiv:1711.00314. Bibcode 2018ApJ...852L..25R. DOI:10.3847/2041-8213/aaa401. 
6. ↑ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (6th izd.). Cengage Learning. str. 339. ISBN 978-0-495-56203-0. 
7. ↑ Tolman, R. C. (1939). „Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid”. Physical Review 55 (4): 364-373. Bibcode 1939PhRv...55..364T. DOI:10.1103/PhysRev.55.364. 
8. ↑ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). „On Massive Neutron Cores”. Physical Review 55 (4): 374-381. Bibcode 1939PhRv...55..374O. DOI:10.1103/PhysRev.55.374. 
9. ↑ „Neutron Stars”. www.astro.princeton.edu. Pristupljeno 14. 12. 2018. 
10. ↑ Douchin, F.; Haensel, P. (decembar 2001). „A unified equation of state of dense matter and neutron star structure”. Astronomy & Astrophysics 380 (1): 151-167. arXiv:astro-ph/0111092. Bibcode 2001A&A...380..151D. DOI:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361.