RX J1856.5-3754, vienos artimiausių Saulei neutroninių žvaigždžių nuotrauka rentgeno spinduliuose. Šio žvaigždės masė maždaug lygi Saulės masei, skersmuo – keletas kilometrų, paviršiaus temperatūra apie 434 000°K.
1933 m., praėjus metams poneutronų atradimo, Walter Baade ir Fritz Zwicky teoriškai numatė neutroninių žvaigždžių egzistavimą. J. Robert Oppenheimer (1904–1967) ir G. M. Volkoff1939 m. apskaičiavo teorinį neutroninės žvaigždės modelį.1967 m. astronomai Jocelyn Bell ir Antony Hewish atradoradioimpulsus, kuriuos paaiškino kaip sklindančius iš neutroninės žvaigždės.
Žvaigždė sudaryta beveik vien išneutronų. Kadangi tankis (1016-1018 kg/m³) artimasbranduolio tankiui, tai reiškia, kadelektronai praktiškai „prispausti“ prie branduolio – elektronui susijungus suprotonu, susidaro neutronas. Neutroninė žvaigždė primena vientisą didelį atomo branduolį.
Po II ir I b/csupernovų sprogimų. Supernovos masė – apie 8Saulės masių. Jei žvaigždės masė didesnė – susidarojuodoji skylė, jei mažesnė – supernovos sprogimas neįvyksta, o susidarobaltoji nykštukė.
Neutroninės žvaigždėstemperatūra iš pradžių siekia 100 milijardųkelvinų.Neutrinų spinduliavimas atima daugenergijos ir jau po metų temperatūra nukrinta iki 1 milijardo kelvinų. Jos yra šiek tiek panašios į baltąsias nykštukes, nes tiek vienos, tiek kitos susidaro susitraukiant mirusioms žvaigždėms. Tačiau neutroninės žvaigždės daug mažesnės už baltąsias nykštukes, tačiau jų masė gali siekti net 5 Saulių masę. Būtent dėl tokios masės kolapsas į neutroninę žvaigždę yra labai spartus ir smarkus. Greitai kolapsuojančios žvaigždės milžinės (daugiau nei 3 Saulių masės) viduje susidaro ypatingos sąlygos, kurioms esant protonai jungiasi su neigiamą krūvį turinčiais elektronais, ir taip susidaro krūvio neturintys neutronai. Šios dalelės, neturėdamos krūvio, gali susispausti iki neįtikėtino tankio.
Viena iš neįprastų dangaus kūno savybių yra ta, kad didėjant masei, mažėja žvaigždės matmenys. Kaip ir baltosios nykštukės, jos taip pat turi ribinę masę, kurią viršijus gravitacinės jėgos „sutraiško“ neutronus ir žvaigždė kolapsuoja įjuodąją skylę. Standartinės neutroninės žvaigždės (ne pulsaro ir ne magnetaro) sandara yra viena keisčiausių struktūrų Visatoje – kietas paviršius dengia viduje kunkuliuojančią karštą medžiagą, o virš jo laikosi labai plona karštosplazmos atmosfera. Neutroninės žvaigždės sukasi apie savo ašį sekundės dalių periodais, be to, jos turi labai stiprius magnetinius laukus, trilijonus kartų stipresnius už Saulės. Būtent dėl šių savybių identifikuojamos neutroninės žvaigždės. Nors jos ir labai karštos, tačiau visiškai mažos ir spinduliuoja per mažai šviesos, kad jas būtų galima pamatyti.
Šis straipsnis apiežvaigždę yranebaigtas. Jūs galite prisidėti prie Vikipedijospapildydami šį straipsnį.
