Stea neutronică

O stea neutronică este un tip de rămășiță fie a colapsului gravitațional al unei stele masive într-o supernovă de tip II, de tip Ib sau de tip Ic. Asemenea stele sunt formate aproape în întregime din neutroni, particule subatomice fără sarcină electrică și cu mase similare cu cele ale protonilor. Stelele neutronice sunt foarte fierbinți și prăbușirea lor este frânată doar de principiul de excluziune al lui Pauli. Acest principiu afirmă că doi neutroni (sau, în general, doi fermioni) nu pot ocupa același loc și avea aceeași stare cuantică simultan.

O stea neutronică tipică are o masă între 1,35 și 2,1 mase solare, cu o rază de aproximativ 12 km dacă se utilizează ecuația de stare Akmal-Pandharipande-Ravenhall (APR).^[1]^[2] Prin contrast, raza Soarelui este de aproximativ de 60.000 de ori mai mare. Stelele neutronice au densități în general prezise de ecuația de stare APR între 7017370000000000000♠3.7×10¹⁷ și 7017590000000000000♠5.9×10¹⁷ kg/m³ (de 7014260000000000000♠2.6×10¹⁴–7014409999999999999♠4.1×10¹⁴ ori mai mari ca densitatea Soarelui),^[3] comparabilă cu densitatea aproximativă a unui nucleu atomic de 7017300000000000000♠3×10¹⁷ kg/m³.^[4] Densitatea unei stele neutronice variază între mai puțin de 7009100000000000000♠1×10⁹ kg/m³ pe scoarță până la peste 7017600000000000000♠6×10¹⁷ sau 7017800000000000000♠8×10¹⁷ kg/m³ în profunzime.^[5]

Descoperitoarea primei stele neutronice a fost Jocelyn Bell Burnell de la Universitatea Cambridge (Anglia) în anul 1967.

Clasificare

- obișnuite (nepulsare).
- pulsare.
- binare (2 stele neutronice se rotesc împreună până la coliziunea finală explozivă).
- binare (o stea neutronică și o stea obișnuită se rotesc împreună, cea obișnuită fiind consumată treptat de cea neutronică).
- magnetare.

Vezi și

Legături externe

Materiale media legate de stea neutronică la Wikimedia Commons

Galerie de imagini

Structura internă a unei stele neutronice
Pulsar
Stele neutronice binare în fază de coliziune

Note

^ Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 0387335439.
^ Densitatea unei stele neutronice crește cu masa ei și, pentru majoritatea ecuațiilor de stare, raza ei scade neliniar cu masa. De exemplu, predicțiile pentru o stea de 1,35 M sunt, conform diferitelor ecuații de stare: FPS 10,8 km, UU 11,1 km, APR 12,1 km și L 14,9 km. Pentru o stea mai masivă cu raza de 2,1 M, predicțiile sunt: FPS nedefinit, UU 10,5 km, APR 11,8 km și L 15,1 km. (Grafic al maselor realizat de NASA Arhivat în 17 decembrie 2008, la Wayback Machine.)
^ 7017370000000000000♠3.7×10¹⁷ kg/m³ rezultă din masa 2.68 × 10³⁰ kg / volumul stelei de rază 12 km; 7017590000000000000♠5.9×10¹⁷ kg m^-3 rezultă din masa 7030420000000000000♠4.2×10³⁰ kg pe volumul stelei de rază 11.9 km
^ „Calculating a Neutron Star's Density”. Accesat în 11 martie 2006. NB 3 × 10¹⁷ kg/m³ este 7014300000000000000♠3×10¹⁴ g/cm³
^ „Introduction to neutron stars”. Accesat în 11 noiembrie 2007.

[Haensel-1] Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 0387335439.

[2] Densitatea unei stele neutronice crește cu masa ei și, pentru majoritatea ecuațiilor de stare, raza ei scade neliniar cu masa. De exemplu, predicțiile pentru o stea de 1,35 M sunt, conform diferitelor ecuații de stare: FPS 10,8 km, UU 11,1 km, APR 12,1 km și L 14,9 km. Pentru o stea mai masivă cu raza de 2,1 M, predicțiile sunt: FPS nedefinit, UU 10,5 km, APR 11,8 km și L 15,1 km. (Grafic al maselor realizat de NASA Arhivat în 17 decembrie 2008, la Wayback Machine.)

[3] 7017370000000000000♠3.7×10¹⁷ kg/m³ rezultă din masa 2.68 × 10³⁰ kg / volumul stelei de rază 12 km; 7017590000000000000♠5.9×10¹⁷ kg m^-3 rezultă din masa 7030420000000000000♠4.2×10³⁰ kg pe volumul stelei de rază 11.9 km

[4] „Calculating a Neutron Star's Density”. Accesat în 11 martie 2006. NB 3 × 10¹⁷ kg/m³ este 7014300000000000000♠3×10¹⁴ g/cm³

[Miller-5] „Introduction to neutron stars”. Accesat în 11 noiembrie 2007.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]