| dbo:abstract
|
- النجم النيوتروني هو جرم سماوي ذو قطر متوسط يقدر بحوالي 20 كم وكتلته تتراوح ما بين 1,44 و 3 كتلة شمسية، وهو نوع من البقايا ينتج عن الانهيار الجاذبي لنجم ضخم في مستعر أعظم من نوع: "II" أو "Ib" أو "Ic". يتكون هذا النجم بشكل خاص من مادة مكونة من النيترونات، وكثافته كبيرة فقد تصل إلى أكثر من في مركزه، أي أن سنتيمترا مكعباً من هذه المادة يعادل كيلومتراً مكعباً من الجليد ذو كثافة 1 غرام لكل سنتيمتر مكعب. والنجم النيوتروني يتمتع بخصائص أخرى غير كثافته الكبيرة، مثل الحقل المغناطيسي المحيط به، ودرجة حرارته العالية. النجوم النيوترونية هي أصغر وأكثر أنواع النجوم المعروفة كثافةً.
* بعد نفاذ الوقود الذري في النجم وهو عنصر الهيدروجين تتغلب قوى الجذب في النجم على قوى التشتت، وتنقلب مناطقه الغازية الخارجية لتصب في الداخل، وتزيد كثافة النجم شيئاً فشيئاً بتزايد انكماش الذرات داخله تحت تأثير الجاذبية. ويظل انكماش الذرات داخله مع فقدانه المتزايد للحرارة، حتى يأتي الوقت الذي تبتلع فيه نوى الذرات الإلكترونات المحيطة بها، وشيئاً فشيئاً يُصبح النجم عبارة عن نواة واحدة عظيمة الكبر، وبامتصاص البروتونات للإلكترونات تتحول بالتفاعل النووي إلى نيوترونات، وتصبح كل تلك المادة الغريبة للنجم مادة النيوترونات. ولهذا يسمى النجم النيوتروني.
* يحدث هذا التحول للنجوم حيث تنقلب إلى نجوم نيوترونية عندما تكون كتلة نواتها في الحدود بين 1 و3 كتلة شمسية. أما إذا كانت كتلة النجم أكبر من هذا الحد، فإن النجم يتحول في آخر عمره إلى ثقب أسود. (ar)
- Una estrella de neutrons és un tipus d'estrella degenerada, composta bàsicament per neutrons a densitats altíssimes: acostumen a tenir uns 20-30 km de diàmetre i una massa igual a la d'una estrella mitjana. Les estrelles de neutrons representen l'etapa final de la vida de certes estrelles: perquè una estrella es pugui convertir en estrella de neutrons cal que tingui una massa entre 9 i 30 vegades la massa solar, i passar per una fase de supernova. L'explosió d'una supernova d'una estrella massiva, seguida pel seu col·lapse gravitacional, comprimeix el nucli estel·lar més enllà del valor de densitat d'un nan blanc arribant a valors típics de la densitat de nuclis atòmics. Foren els primers objectes astronòmics l'existència dels quals es predigué teòricament (1933) abans d'observar-los (1967) en forma de púlsars. (ca)
- Neutronová hvězda je astronomické těleso tvořené převážně neutrony udržovanými pohromadě gravitační silou. Je závěrečným stádiem vývoje hvězdy a vzniká jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu Ib, Ic nebo II. (cs)
- Αστέρας νετρονίων ονομάζεται η μία από τις τρεις μορφές των μόνιμων τελικών υπολειμμάτων της εξέλιξης ενός αστέρα: είναι το ένα είδος «αστρικού πτώματος» (τα άλλα δύο είναι ο λευκός νάνος και η μαύρη τρύπα). Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, και ίσως τύπων Ia και Ib. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίστηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά. Ο μέσος αστέρας νετρονίων έχει μάζα ανάμεσα σε 1,35 και 2,1 ηλιακές μάζες, αλλά η ακτίνα του κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα (όπως και οι λευκοί νάνοι, οι αστέρες νετρονίων συρρικνώνονται όταν αυξάνεται η μάζα τους). Επομένως ο όγκος του είναι τρισεκατομμύρια φορές μικρότερος από τον ηλιακό και άρα η μέση πυκνότητα της ύλης του κυμαίνεται από 8×1013 ως 2×1015 γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό. Αυτή είναι η της πυκνότητας της ύλης μέσα στους πυρήνες των ατόμων, και αυτό πραγματικά συμβαίνει στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων: πρωτόνια και νετρόνια βρίσκονται σε επαφή, όλο το ουράνιο σώμα μπορεί να θεωρηθεί ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας και εξαιτίας των νόμων των υποατομικών σωματίων τα περισσότερα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια και μετατρέπονται σε νετρόνια, από όπου και το όνομα των «αστέρων νετρονίων». Εξ άλλου, καθώς οι κεντρικές περιοχές ενός αστέρα μεγάλης μάζας συμπιέζονται σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς, και καταρρέουν βαρυτικά σε αστέρα νετρονίων, διατηρούν όλη σχεδόν τη στροφορμή τους με βάση την Αρχή διατήρησης της στροφορμής. Επειδή η τελική διάμετρος είναι πάρα πολύ μικρή, η γωνιακή ταχύτητα με την οποία περιστρέφεται ο αστέρας νετρονίων είναι εξαιρετικά υψηλή, φθάνοντας τις δεκάδες περιστροφές το δευτερόλεπτο. Παρόμοια ιλιγγιώδης είναι και η ένταση του βαρυτικού πεδίου στην επιφάνειά του, 200 δισεκατομμύρια ως 3 τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερη από αυτή στην επιφάνεια της Γης. Μέτρο αυτής της βαρύτητας είναι και η ταχύτητα διαφυγής, το μισό περίπου της ταχύτητας του φωτός. Τέλος, επειδή και το μαγνητικό πεδίο «παγώνει» μέσα στην ιονισμένη ύλη καθώς αυτή καταρρέει, η μαγνητική επαγωγή του στην επιφάνεια φθάνει τα 100 εκατομμύρια Τέσλα, δηλαδή περίπου 5 τρισεκατομμύρια φορές αυτή του γήινου μαγνητικού πεδίου, αν και σε μία ειδική κατηγορία μπορεί να φθάσει και το χιλιαπλάσιο αυτού. (el)
- Neŭtrona stelo estas unu ebla finstadio en la evoluo de stelo. Ĝi formiĝas el la restaĵo de pezega stelo, kiam tiu kolapse kunpremiĝas pro sia propra gravito, post kiam la stelo eksplodis kiel supernovao de tipo II, Ib aŭ Ic. (eo)
- Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, dessen wesentlicher und namensgebender Bestandteil Neutronen sind. Ein Neutronenstern stellt ein Endstadium in der Sternentwicklung eines massereichen Sterns dar. Neutronensterne sind kugelförmige Körper mit typischen Radien von etwa 10 bis 12 km, nach stellaren Maßstäben also sehr klein. Die Massen der bislang entdeckten Neutronensterne liegen zwischen etwa 1,2 und 2,35 Sonnenmassen, damit sind sie extrem kompakt. Ihre Dichte nimmt von etwa 1 · 109 kg/m3 an ihrer Kruste mit der Tiefe bis auf etwa 6 · 1017 bis 8 · 1017 kg/m3 zu, was etwa der dreifachen Dichte eines Atomkerns entspricht. Die mittlere Dichte eines Neutronensterns beträgt etwa 3,7 bis 5,9 · 1017 kg/m3. Damit sind Neutronensterne die dichtesten bekannten Objekte ohne Ereignishorizont. Typische Sterne dieser Art rotieren durch die Erhaltung des Drehimpulses sehr schnell und haben ein starkes Magnetfeld. Der am schnellsten rotierende bekannte Neutronenstern ist der 2004 entdeckte PSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. Das bedeutet bei einem angenommenen Radius von 16 km, dass die Umfangsgeschwindigkeit an seinem Äquator etwas über 70.000 km/s beträgt, was fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Eine für den 1999 entdeckten Neutronenstern angenommene noch höhere von 1122 Hz konnte in späteren Untersuchungen nicht bestätigt werden. Neutronensternen gilt intensives Forschungsinteresse, da Details ihres dynamischen Verhaltens und ihrer Zusammensetzung noch unbekannt sind und an ihnen extreme Materieeigenschaften unter in der Natur beobachtbaren Bedingungen untersucht werden können. (de)
- Neutroi-izarra izar erraldoi baten neutroiez osatutako hondar mota bat da. Izar erraldoi horrek (eguzkiaren masa baino 9 aldiz handiagoa izan behar du) bere erregai nuklearra agortzen duenean, supernoba baten gisa eztanda egiten du. Eztanda horren ondoren, izarrak bere kanpo geruzak galtzen ditu eta izugarri dentsoa den metalezko nukleo bat geratzen da. Nukleo horren dentsitatea hain da handia ezen aldaratze ezin baitu bere egitura mantendu, eta grabitatearen indarrak nukleo hori gero eta gehiago konprimitzera behartzen du. Izarraren nukleoaren dentsitateak muga jakin batera heltzen denean (2,4 × 107 g/cm³) neutronizazioa deitzen den prozesua hasten da, hots, nukleo horren protoiak eta elektroiak batzen dira, beraien karga elektrikoa galtzen eta neutroiak (karga elektrikorik gabeko partikulak) sortzen. Nukleoaren masa eguzkiarena baino hiru aldiz handiagoa bada zulo beltza sortuko du, baina bestela, izarra egonkortuko da neutroi-izar gisa, neutroien degenerazio-presioari eta barioien arteko aldaratze-indarrari esker. Neutroi-izar arrunt batek 1,35 eta 2,1 arteko eguzki masa dauzka, eta 20 eta 10 km arteko erradioa. (eu)
- Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente. Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares, con un radio correspondiente aproximado de 12 km. En cambio, el radio del Sol es de unas 60 000 veces esa cifra. Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7×1017 a 5,9×1017 kg/m³ (de 2,6×1014 a 4,1×1014 veces la densidad del Sol), comparable con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×1017 kg/m³. La densidad de una estrella de neutrones varía desde menos de 1×109 kg/m³ en la corteza, aumentando con la profundidad a más de 6×1017 u 8×1017 kg/m³ aún más adentro (más denso que un núcleo atómico). Esta densidad equivale aproximadamente a la masa de un Boeing 747 comprimido en el tamaño de un pequeño grano de arena. Las estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares —el límite de Chandrasekhar— son enanas blancas, creadas a partir de estrellas progenitoras menos masivas (como el Sol) y con un mecanismo de formación diferente. Por encima de 1,5 a 3 masas solares —el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— podría crearse una estrella de quarks; no obstante, la existencia de estos objetos es aún solamente hipotética. También podrían existir estrellas híbridas, que contarían con un núcleo compuesto por quarks deconfinados y materia ordinaria en sus capas más externas. Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética, que debido a la inclinación del eje de rotación respecto al magnético estos rayos pueden verse como púlsares. (es)
- A neutron star is the collapsed core of a massive supergiant star, which had a total mass of between 10 and 25 solar masses, possibly more if the star was especially metal-rich. Except for black holes and some hypothetical objects (e.g. white holes, quark stars, and strange stars), neutron stars are the smallest and densest currently known class of stellar objects. Neutron stars have a radius on the order of 10 kilometres (6 mi) and a mass of about 1.4 solar masses. They result from the supernova explosion of a massive star, combined with gravitational collapse, that compresses the core past white dwarf star density to that of atomic nuclei. Once formed, they no longer actively generate heat, and cool over time; however, they may still evolve further through collision or accretion. Most of the basic models for these objects imply that neutron stars are composed almost entirely of neutrons (subatomic particles with no net electrical charge and with slightly larger mass than protons); the electrons and protons present in normal matter combine to produce neutrons at the conditions in a neutron star. Neutron stars are partially supported against further collapse by neutron degeneracy pressure, a phenomenon described by the Pauli exclusion principle, just as white dwarfs are supported against collapse by electron degeneracy pressure. However, neutron degeneracy pressure is not by itself sufficient to hold up an object beyond 0.7 M☉ and repulsive nuclear forces play a larger role in supporting more massive neutron stars. If the remnant star has a mass exceeding the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit of around 2 solar masses, the combination of degeneracy pressure and nuclear forces is insufficient to support the neutron star and it continues collapsing to form a black hole. The most massive neutron star detected so far, PSR J0952–0607, is estimated to be 2.35±0.17 solar masses. Neutron stars that can be observed are very hot and typically have a surface temperature of around 600000 K. Neutron star material is remarkably dense: a normal-sized matchbox containing neutron-star material would have a weight of approximately 3 billion tonnes, the same weight as a 0.5 cubic kilometre chunk of the Earth (a cube with edges of about 800 metres) from Earth's surface. Their magnetic fields are between 108 and 1015 (100 million and 1 quadrillion) times stronger than Earth's magnetic field. The gravitational field at the neutron star's surface is about 2×1011 (200 billion) times that of Earth's gravitational field. As the star's core collapses, its rotation rate increases as a result of conservation of angular momentum, and newly formed neutron stars hence rotate at up to several hundred times per second. Some neutron stars emit beams of electromagnetic radiation that make them detectable as pulsars. Indeed, the discovery of pulsars by Jocelyn Bell Burnell and Antony Hewish in 1967 was the first observational suggestion that neutron stars exist. The radiation from pulsars is thought to be primarily emitted from regions near their magnetic poles. If the magnetic poles do not coincide with the rotational axis of the neutron star, the emission beam will sweep the sky, and when seen from a distance, if the observer is somewhere in the path of the beam, it will appear as pulses of radiation coming from a fixed point in space (the so-called "lighthouse effect"). The fastest-spinning neutron star known is PSR J1748-2446ad, rotating at a rate of 716 times a second or 43,000 revolutions per minute, giving a linear speed at the surface on the order of 0.24 c (i.e., nearly a quarter the speed of light). There are thought to be around one billion neutron stars in the Milky Way, and at a minimum several hundred million, a figure obtained by estimating the number of stars that have undergone supernova explosions. However, most are old and cold and radiate very little; most neutron stars that have been detected occur only in certain situations in which they do radiate, such as if they are a pulsar or part of a binary system. Slow-rotating and non-accreting neutron stars are almost undetectable; however, since the Hubble Space Telescope detection of RX J1856.5−3754 in the 1990s, a few nearby neutron stars that appear to emit only thermal radiation have been detected. Soft gamma repeaters are conjectured to be a type of neutron star with very strong magnetic fields, known as magnetars, or alternatively, neutron stars with fossil disks around them. Neutron stars in binary systems can undergo accretion which typically makes the system bright in X-rays while the material falling onto the neutron star can form hotspots that rotate in and out of view in identified X-ray pulsar systems. Additionally, such accretion can "recycle" old pulsars and potentially cause them to gain mass and spin-up to very fast rotation rates, forming the so-called millisecond pulsars. These binary systems will continue to evolve, and eventually the companions can become compact objects such as white dwarfs or neutron stars themselves, though other possibilities include a complete destruction of the companion through ablation or merger. The merger of binary neutron stars may be the source of short-duration gamma-ray bursts and are likely strong sources of gravitational waves. In 2017, a direct detection (GW170817) of the gravitational waves from such an event was observed, and gravitational waves have also been indirectly observed in a system where two neutron stars orbit each other. (en)
- Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur de certaines étoiles massives lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. Une étoile à neutrons peut présenter différents aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau traversant ou pas de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable. Il est également possible de repérer une coalescence de deux étoiles à neutrons ou d'une étoile à neutrons avec un trou noir grâce aux ondes gravitationnelles. Près de 3 000 étoiles à neutrons sont connues en 2019, la majeure partie — plus de 2 700 — étant détectée sous la forme de pulsars, l'autre sous la forme de sources de rayons X (principalement binaires X ou plus rarement par leur émission de surface). Leur étude permet de reconstituer certains aspects de la physique des étoiles à neutrons. (fr)
- Is é is neodrónréalta ann ná réalta atá chomh trom téagartha tiubh is go bhfáisceann a himtharraingt leictreoin na n-adamh in aice leis an núicléas, go dtí go sáraíonn siad lucht leictreach na bprótón. Ansin, iompaíonn na prótóin ina neodróin, agus is é an rud a fhágtar ná brachán de neodróin agus é i bhfad níos dlúithe ná an damhna mar a aithnímid féin é. Is iad na neodrónréaltaí an chéim dheireanach i bhforbairt réaltaí atá níos mó ná an Ghrian s'againn agus níos lú ná na fathaigh (ar dual dóibh iompú ina ndúphoill). Tá mais na neodrónréaltaí suite idir , nó timpeall 1.44 Grian, agus , nó timpeall 3-5 Ghrian. Ní bhíonn siad ach fiche éigin ciliméadar ar trastomhas, agus mais cúpla Grian comhchruinnithe i spás chomh beag sin. Ar ndóighe, tá imtharraingt mhillteanach acu, chomh maith le réimse láidir maighnéadach agus é ag astú radathonnta ina mbíoga. Ar na radathonnta seo a aithnítear na neodrónréaltaí, agus sin é an fáth go dtugtar pulsáir ar na neodrónréaltaí mar réada réalteolaíocha. (ga)
- Bintang neutron adalah inti bintang yang telah runtuh dari sebuah bintang super raksasa masif, yang memiliki massa total antara 10 hingga 25 massa matahari, namun massanya bisa lebih jika bintang tersebut kaya akan logam. Bintang neutron adalah objek bintang terkecil dan terpadat di alam semesta, tidak termasuk lubang hitam, lubang putih hipotetis, bintang quark, dan Strange star. Bintang neutron memiliki radius sekitar 10 kilometer (6,2 mil) dan bermassa sekitar 1,4 massa Matahari. Bintang neutron terbentuk dari ledakan supernova dari bintang masif, dikombinasikan dengan keruntuhan gravitasi, yang memampatkan inti melewati kerapatan bintang katai putih ke inti atom. Setelah terbentuk, bintang neutron tidak lagi aktif menghasilkan panas atau energi, dan mendingin seiring waktu; Namun, bintang neutron mungkin masih bisa berkembang lebih jauh melalui tabrakan atau akresi. Sebagian besar model dasar ilmiah menteorikan bahwa hampir seluruh bintang neutron terdiri dari partikel neutron (partikel subatomik tanpa muatan listrik dan dengan massa yang sedikit lebih besar dari proton); elektron dan proton yang ada dalam materi normal dapat bergabung dan membentuk neutron pada kondisi bintang neutron. Sebagian massa bintang neutron ditahan oleh tekanan degenerasi neutron untuk mencegah keruntuhan lebih lanjut, sebuah fenomena yang hanya dapat dijelaskan oleh prinsip pengecualian Pauli, seperti halnya katai putih yang dari keruntuhannya sendiri ditahan oleh tekanan degenerasi elektron. Tetapi, tekanan degenerasi neutron tidak cukup untuk menahan objek dengan massa di atas 0,7 M☉ dan gaya nuklir repulsif-nya memainkan peran yang lebih besar dalam menahan massa bintang neutron yang jauh lebih masif. Jika sisa bintang memiliki massa melebihi batas Tolman–Oppenheimer–Volkoff sekitar 2 kali massa matahari, kombinasi tekanan degenerasi dan gaya repulsif nuklirnya tidak cukup untuk menahan massa bintang neutron dan kemudian runtuh menjadi lubang hitam. Bintang neutron yang diamati umumnya memiliki suhu yang sangat panas, yakni memiliki suhu permukaan sekitar 600.000 K. Mereka sangat padat sehingga kotak korek api berukuran normal yang berisi bahan bintang neutron pun akan memiliki berat sekitar 3 miliar ton (berat yang sama dengan bongkahan 0,5 kilometer kubik bumi/ kubus dengan tepi sekitar 800 meter) dari permukaan bumi. Medan magnet Bintang neutron berkekuatan antara 108 - 1015 (100 juta hingga 1 kuadriliun) kali lebih kuat dari medan magnet Bumi. Medan gravitasi di permukaan bintang ini adalah sekitar 2 × 1011 (200 miliar) kali lebih kuat dari medan gravitasi bumi. Saat inti bintang runtuh, laju rotasi intinya meningkat sebagai akibat dari kekekalan momentum sudut, dan bintang neutron yang baru terbentuk akan memiliki putaran hingga beberapa ratus kali per detik. Beberapa bintang neutron memancarkan berkas radiasi elektromagnetik yang membuatnya dapat dideteksi sebagai pulsar. Memang penemuan pulsar oleh Jocelyn Bell Burnell dan Antony Hewish pada tahun 1967 adalah saran pengamatan pertama bahwa bintang neutron memang benar ada. Radiasi dari pulsar diperkirakan dipancarkan dari daerah dekat kutub magnet Bintang neutron. Jika kutub magnet tidak bertepatan dengan sumbu rotasi bintang neutron, pancaran pancarannya akan menyapu langit, dan bila dilihat dari kejauhan, jika pengamat berada di suatu tempat di jalur pancarannya, maka akan terlihat sebagai pulsa radiasi yang muncul dari titik tetap di ruang angkasa (yang disebut "efek mercusuar"). Bintang neutron dengan putaran tercepat yang diketahui adalah PSR J1748-2446ad, berputar dengan kecepatan 716 kali per detik atau 43.000 putaran per menit, yang memberikan kecepatan linier di permukaan dengan urutan 0,24 c (yaitu, hampir seperempat kecepatan cahaya). Diperkirakan terdapat sekitar satu miliar bintang neutron di Bima Sakti, dan setidaknya beberapa ratus juta, angka tersebut diperoleh dengan memperkirakan berapa jumlah bintang yang telah mengalami ledakan supernova di Bima Sakti. Namun, sebagian besar bintang neutron sudah tua dan dingin serta sangat sedikit pancarannya; kebanyakan bintang neutron yang telah terdeteksi terjadi hanya dalam situasi tertentu di mana mereka meradiasikan, seperti jika mereka adalah pulsar atau bagian dari sistem biner. Bintang-bintang neutron yang berotasi lambat dan non-akresi hampir tidak dapat dideteksi; namun, sejak deteksi Teleskop Luar Angkasa Hubble RX J185635−3754, beberapa bintang neutron terdekat yang tampaknya hanya memancarkan radiasi termal telah terdeteksi. Repeater gamma lembut diduga berasal dari jenis bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat, yang disebut magnetar, arau bintang neutron dengan bentuk cakram fosil di sekelilingnya. Bintang neutron dalam sistem biner dapat mengalami Akresi yang biasanya membuat sistemnya menjadi lebih terang dalam sinar-X sementara materi yang jatuh ke bintang neutron dapat membentuk titik panas yang berputar masuk dan keluar dari pandangan dalam sistem pulsar sinar-X yang teridentifikasi. Selain itu, akresi tersebut dapat "Memperbaiki ulang" pulsar tua dan berpotensi menyebabkannya memperoleh massa baru dan membuatnya berputar lebih cepat hingga kecepatan rotasi yang sangat cepat, yang akhirnya membentuk objek yang disebut pulsar milidetik. Sistem biner ini akan terus mendekati satu sama lain, dan pada akhirnya menabrak satu sama lain yang dapat menjadi objek kompak seperti katai putih atau bintang neutron itu sendiri, meskipun kemungkinan lain termasuk penghancuran total pasangan tersebut melalui ablasi atau bergabung. Penggabungan bintang-bintang neutron biner mungkin menjadi sumber semburan sinar gamma berdurasi pendek dan kemungkinan besar merupakan sumber gelombang gravitasi terkuat. Pada tahun 2017, sebuah gelombang gravitasi berhasil di deteksi secara langsung (GW170817), dan gelombang gravitasi lainnya juga telah terdeteksi secara tidak langsung dalam sistem di mana dua bintang neutron mengorbit satu sama lain. (in)
- 중성자별(中性子-, neutron star)은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 현재까지 관측된 우주의 천체 중 블랙홀 다음으로 밀도가 크다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다. 중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 양자 축퇴압에 의해 붕괴되지 않고 유지되는데 이는 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리 배타 원리를 통해 설명되는 현상이다. 중성자별의 질량은 최소 1.1 태양질량에서 3 태양질량(M☉)까지이다. 관측된 것 중 가장 무거운 것은 M☉이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6×105 K이다. 중성자별의 전체 밀도는 3.7×1017에서 5.9×1017 kg/m3 (태양의 밀도의 2.6×1014 ~ 4.1×1014 배)이다. 이는 3×1017 kg/m3에 해당하는 원자핵의 밀도와 맞먹는다. 중성자별의 밀도는 깊이에 따라서 변하는데, 지각에서는 1×109 kg/m3 이고, 내부로 들어갈수록 밀도가 증가하여 최대 6×1017 ~ 8×1017 kg/m3(원자핵보다 밀도가 크다)까지 이른다. 중성자별과 같은 밀도를 가진 보통 크기의 성냥갑의 질량은 약 50억 톤 또는 12 km3 만큼에 해당하는 지구의 암석과 맞먹는다. 일반적으로 1.39 M☉(찬드라세카르 한계)보다 작은 밀집성은 백색왜성이다. 그와 3 M☉(톨만-오펜하이머-볼코프 한계) 사이에 있는 밀집성은 중성자별이 된다. 관측된 것 중 가장 무거운 중성자별의 질량은 약 2 M☉이다. 10 M☉보다 더 무거운 밀집성은 중성자 축퇴압이 밀집성을 지지하지 못하게 되어 밀집성은 보통 중력붕괴로 블랙홀을 형성하게 된다. 관측된 것 중 가장 작은 블랙홀의 질량은 약 5 M☉이다. 두 밀집성 사이에는 쿼크별과 과 같은 가설상의 중간질량 천체가 제시되어 왔다. 그러나 이들이 실제로 존재하는지는 확인되지 않았다. 그러한 고밀도에서의 물질의 상태에 관한 방정식은 이론 및 경험적 어려움으로 인해 정확히 알려져 있지 않다. M☉ 일부 중성자별은 매우 빠르게 회전하며(최대 초당 716회, 또는 분당 43,000회) 펄사로서 전자기 복사빔을 방출한다. 사실, 1967년에 펄사의 발견을 통해서 중성자별의 존재를 처음으로 시사하였다. 감마선 폭발은 빠르게 회전하며 큰 질량을 가진 별이 붕괴하여 중성자별을 형성하면서 발생하거나, 중성자별 쌍성의 병합으로 발생할 수 있다. 은하에는 대략 108개의 중성자별이 있을 것으로 추정되고 있지만, 이들은 펄사 또는 쌍성의 구성원과 같은 확실한 예를 통해서만 쉽게 발견된다. 비회전 및 비강착 중성자별은 실제로 관측된 적이 없다. 그러나 허블 우주 망원경이 라고 불리는 열적 회전 중성자별 하나를 발견하였다. (ko)
- 中性子星（ちゅうせいしせい、英: neutron star）とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。 (ja)
- Een neutronenster is een ineengestorte kern van een reuzenster, die voor de implosie een totale massa had tussen 10 en 29 zonsmassa's. Neutronensterren zijn het kleinst van alle sterren en hebben de hoogste dichtheid, tenzij men een zwart gat als een ster beschouwt. Neutronensterren hebben een straal van ruwweg 10 kilometer en een totale massa van minder dan 2,16 zonsmassa's. Een neutronenster is het resultaat van een combinatie van een supernova-explosie en een zwaartekrachtimplosie van een zware ster, waardoor de dichtheid van de sterkern voorbij het witte-dwergstadium wordt gebracht, tot aan het niveau van atoomkernen. Als een neutronenster eenmaal gevormd is wordt er niet langer warmte in gegenereerd en koelt ze alleen nog maar af. Er kunnen echter wel door accretieprocessen of botsingen nog veranderingen voorkomen. Volgens de meeste voorspellingsmodellen voor deze objecten bestaan neutronensterren bijna geheel uit neutronen; in een neutronenster zullen de elektronen en protonen uit normale materie in deze extreme omstandigheden tot bijna alleen maar neutronen combineren. Tot een verdere ineenstorting komt het niet in deze vorm van ontaarde materie, doordat de neutronen voldoende tegendruk geven. Dit wordt beschreven in het uitsluitingsprincipe van Pauli. Zoals in een witte dwerg elektronen verdere ineenstorting voorkomen, gebeurt dat nu met neutronen. Deze tegendruk is echter niet voldoende om een object van meer dan 0,7 zonsmassa in stand te houden, en dan beginnen afstotende nucleaire krachten een grotere rol te spelen in het huishouden van de massievere neutronensterren. Wanneer dit ster-overblijfsel een massa zou hebben die groter is dan de Oppenheimer-Volkofflimiet, stort het waarschijnlijk ineen tot een zwart gat. De neutronensterren die geobserveerd kunnen worden zijn erg heet en hebben doorgaans een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 600.000 kelvin. De dichtheid is zo gigantisch dat een luciferdoosje vol met neutronenstermaterie zo'n 3 biljoen kilo zou wegen op aarde, hetzelfde gewicht als een halve kubieke kilometer van de aardbol. Het magnetisch veld van een neutronenster heeft een waarde tussen 108 en 1015 maal zo sterk als het magnetisch veld van de aarde. Het zwaartekrachtveld aan de oppervlakte van een neutronenster is 200 miljard keer zo sterk als dat op onze planeet. Wanneer de kern van een ster ineenstort zal de rotatiesnelheid toenemen door de wet van behoud van impulsmoment. Daardoor roteren recent gevormde neutronensterren extreem snel, tot wel honderden omwentelingen per seconde. Sommige neutronensterren zenden bundels van elektromagnetische straling uit waardoor ze detecteerbaar worden als een pulsar. Het was ook via de ontdekking van de pulsar in 1967 door Jocelyn Bell Burnell dat neutronensterren konden worden gedetecteerd. Men gaat ervan uit dat de straling van pulsars hoofdzakelijk wordt uitgezonden bij het gebied rond de magnetische polen. Wanneer deze polen niet direct naar de aarde gericht staan, maar de observatie wel in een gedeelte van de richting van deze draaiende stralen staat, ziet men pulsaties van straling, zoals bij een vuurtoren. De neutronenster met de snelst bekende rotatie is PSR J1748-2446ad, met een rotatiesnelheid van 716 maal per seconde of 43 duizend keer per minuut. Dit is een lineaire snelheid op het oppervlak van bijna een kwart van de lichtsnelheid. Men veronderstelt dat er rond de 100 miljoen neutronensterren zijn in de Melkweg. Dit getal is verkregen door te schatten hoe veel zware sterren sinds het begin der tijden een supernova-explosie hebben ondergaan. De meeste van deze neutronensterren zullen echter koud en oud geworden zijn. Neutronensterren kunnen alleen door ons gedetecteerd worden in specifieke gevallen, zoals bij een pulsar of in een dubbelstersysteem. Als ze traag roteren en geen materie aantrekken door accretie zijn neutronensterren haast onzichtbaar. Hoewel, sinds de detectie van door de ruimtetelescoop Hubble zijn er een paar neutronensterren van dichtbij gevonden die alleen hittestraling uitzenden. Ook soft gamma repeaters worden verondersteld een soort neutronenster te zijn met een uitzonderlijk sterk magnetisch veld, bekend onder de naam magnetar, eventueel zou het ook een neutronenster met een fossiele accretieschijf kunnen zijn. Neutronensterren in een dubbelstersysteem kunnen accretie vertonen waarbij het systeem meestal het krachtigst uitstraalt in röntgenstraling, dat dan als een pulsar kan worden waargenomen. Ook kan zo'n proces van accretie een oudere pulsar nieuw leven in blazen en ze mogelijk in massa en rotatiesnelheid doen toenemen. Millisecondepulsars zijn neutronensterren in een accretieproces. Deze dubbelstersystemen kunnen verder evolueren en hierbij kan de begeleidende ster uiteindelijk zelfs een witte dwerg of neutronenster worden. Ook zijn er andere mogelijkheden zoals een totale destructie van de begeleider door botsing of totale absorptie denkbaar. Dergelijke samensmeltingen van neutronensterren zouden weleens de bron kunnen zijn van kortdurende gammaflitsen en zijn hoogstwaarschijnlijk krachtige bronnen van zwaartekrachtgolven. In 2017 heeft men met GW170817 de zwaartekrachtgolven van zo'n gebeurtenis opgevangen. Zwaartekrachtgolven zijn ook indirect waargenomen in het dubbelstersysteem PSR B1913+16 van twee neutronensterren. In oktober van 2018 rapporteerden astronomen dat de opgevangen gammaflits GRB 150101B uit 2015 veel overeenkomsten had met het historische GW170817-signaal en wellicht ook het gevolg van een samensmelting van neutronensterren is geweest. De gelijkenissen tussen de twee gebeurtenissen, kijkend naar de eigenschappen van de gammastraling, optica en röntgenstraling, waren opvallend, maar ook het soort sterrenstelsel waar ze uit kwamen leek op elkaar. Deze afzonderlijke gebeurtenissen waren waarschijnlijk een kilonova, die weleens veel vaker kunnen voorkomen in het heelal dan tot nu toe werd gedacht, volgens de onderzoekers. (nl)
- Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (ok. 8–10 mas Słońca). Powstają podczas supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy ok. 25 km gwiazdy tego typu mają masę ok. 2 mas Słońca. Łyżeczka (3 cm³) materii w takim stanie ma masę około 6 miliardów ton. (pl)
- Una stella di neutroni è una stella compatta formata da materia degenere, la cui componente predominante è costituita da neutroni mantenuti insieme dalla forza di gravità.Si tratta di una cosiddetta stella degenere. È un corpo celeste massiccio di piccole dimensioni - di ordine non superiore alla trentina di chilometri (19 miglia) - ma avente altissima densità, e massa generalmente compresa tra le 1,4 e le 3 masse solari (anche se la più massiccia finora osservata è pari a 2,01 masse solari). Una stella di neutroni è il risultato del collasso gravitazionale del nucleo di una stella massiccia, che segue alla cessazione delle reazioni di fusione nucleare per l'esaurimento degli elementi leggeri al suo interno, e rappresenta pertanto l'ultimo stadio di vita di stelle con massa molto grande (superiore alle 10 masse solari). I neutroni sono costituenti del nucleo atomico e sono così chiamati in quanto elettricamente neutri. L'immensa forza gravitazionale, non più contrastata dalla pressione termica delle reazioni nucleari che erano attive nel corso della vita di una stella, schiaccia i nuclei atomici fra loro portando a contatto le particelle subatomiche, fondendo gli elettroni con i protoni trasformandoli in neutroni. La materia che forma le stelle di neutroni è diversa dalla materia ordinaria, e non ancora del tutto compresa. Le sue caratteristiche fisiche di densità sono più vicine a quelle dei nuclei atomici piuttosto che alla materia ordinaria composta da atomi. Le stelle di neutroni sono state tra i primi oggetti astronomici notevoli a essere predetti teoricamente (nel 1934) ed, in seguito, scoperti ed identificati (nel 1967). Sono stelle di neutroni gli oggetti chiamati pulsar - un termine modellato dalla contrazione delle parole pulsing e star, e definito come sorgente radio pulsante stellare - stelle che emettono pulsazioni regolari di radiazione elettromagnetica visibili dal nostro pianeta. Questo fenomeno è dovuto alla rotazione rapida e alla non coincidenza dei poli magnetici con i poli dell'asse di rotazione: per effetti legati all'intensità estrema del campo gravitazionale, le stelle di neutroni emettono fasci di radiazione altamente energetici dai poli magnetici, che possono essere percepiti come la luce di un faro quando sono puntati in direzione della visuale terrestre. Alcune stelle di neutroni vengono chiamate magnetar (contrazione di magnetic star), in quanto caratterizzate da un campo magnetico di enorme intensità. (it)
- Na astronomia, a estrela de nêutrons (português brasileiro) ou neutrões (português europeu) é um objeto astronômico super denso, composto quase que inteiramente de nêutrons, que possui alta velocidade e temperatura, forte gravidade e campos magnéticos. É o núcleo colapsado de uma grande estrela ou explosão da supernova, combinada com o colapso gravitacional, que comprime o núcleo após a densidade da estrela anã branca ao dos núcleos atômicos. É a menor e mais densa estrela conhecida, apesar de tipicamente ter um pequeno raio, pode ter a massa cerca de duas vezes a do Sol, no caso de muito massiva pode formar um buraco negro. Seus elevados campos magnéticos e campo gravitacional na superfície, resulta na perda de pouca energia (ondas de radiação eletromagnética) que escapa da sua superfície na forma de feixes com a direção do eixo magnético norte-sul, que a torna detectável como pulsar. Esta também gira muito rápido, com um período de rotação que pode alcançar milésimos de segundo, devido o colapso do núcleo e a conservação do momento angular. A estrela de nêutrons de rotação mais rápida conhecida é a PSR J1748-2446ad, que gira a uma taxa de 716 vezes por segundo (43 000 rotações por minuto), dando uma velocidade linear na superfície da ordem de 0,24 c (ou seja, quase um quarto da velocidade da luz). Acredita-se que existam cerca de 100 milhões de estrelas de nêutrons na Via Láctea, um número obtido ao estimar o número de estrelas que sofreram explosões de supernova. No entanto, a maioria é antiga e fria e essas estrelas são apenas detectadas em certas instâncias, na forma de um pulsar ou parte de um sistema binário. As de rotação lenta e não acentuadas são virtualmente indetectáveis; no entanto, desde a detecção pelo telescópio espacial Hubble de RX J1856.5-3754, algumas estrelas de nêutrons próximas que parecem emitir apenas radiação térmica foram detectadas. Os repetidores de raios gama suaves são conjecturados para ser um tipo de estrela de nêutrons com campos magnéticos muito fortes, conhecidos como magnetares ou, alternativamente, estrelas de nêutrons com discos fósseis em torno deles. As estrelas de nêutrons em sistemas binários podem sofrer acúmulo, o que normalmente torna o sistema brilhante em raios-x enquanto o material que cai na estrela de nêutrons pode formar ponto quentes que rodam dentro e fora da vista em sistemas identificados de pulsares de raios-X. Além disso, tal acréscimo pode "reciclar" os pulsares antigos e potencialmente fazer com que eles giram massa e gire para taxas de rotação muito rápidas, formando os chamados . Esses sistemas binários continuarão a evoluir e, eventualmente, os companheiros podem se tornar objetos compactos, como anãs brancas ou estrelas de nêutrons, embora outras possibilidades incluam uma destruição completa através da ablação ou fusão. A fusão de estrelas binárias de nêutrons pode ser a fonte de rajadas de raios gama de curta duração e provavelmente são fontes fortes de ondas gravitacionais. Em 2017, foi feita a primeira detecção direta das ondas gravitacionais de tal evento e as ondas gravitacionais também foram indiretamente detectadas em um sistema em que duas estrelas de nêutrons orbitavam entre si. (pt)
- En neutronstjärna är ett av flera möjliga slut för en stjärna. När en stjärna i slutet av sitt liv stöter bort sina yttre lager inträffar en gravitationskollaps då stjärnans kvarvarande inre delar imploderar. Om stjärnan är så stor att den kvarvarande massan motsvarar 1,4–3 solmassor övergår den i en supernova. Återstoden blir en neutronstjärna som består av tätt packade neutroner, och övrigt material utspridda rester från supernovan. (sv)
- Нейтронна зоря — зоря на завершальному етапі своєї еволюції, що не має внутрішніх джерел енергії та складається переважно з нейтронів, які перебувають у стані виродженого фермі-газу, із невеликою домішкою інших частинок. Густина такого об'єкта, згідно з сучасними астрофізичними теоріями, сумірна з густиною атомного ядра. Нейтронні зорі — одні з небагатьох астрономічних об'єктів, які спочатку було теоретично передбачено, а потім уже відкрито експериментально. 1932 року Ландау припустив існування надщільних зір, рівновага яких підтримується ядерними силами. А 1934 року астрономи Вальтер Бааде й Фріц Цвіккі назвали їх нейтронними зорями й пов'язали з вибухами наднових. Перше загальновизнане спостереження нейтронної зорі відбулося 1968 року, коли було відкрито пульсари. (uk)
- Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (около 1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8⋅1017 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует , возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью осевого вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду. По современным представлениям нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд. (ru)
- 中子星（英語：neutron star），是恒星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，并最终轉變成鐵元素后，便無法再从聚变反应中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。 若是白矮星被压缩成中子星，過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，犹如眨眼，这被稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度约等于原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星会继续發生引力坍縮，則無可避免的將產生黑洞。 由於中子星保留母恆星大部分的角動量，但半徑只是母恆星極微小的量，轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力，強度是地球的2×1011到3×1012倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度，是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里／秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面所产生的能量將相當於二億噸TNT當量（约等于沙皇氢弹设计当量的两倍）。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- Neutronová hvězda je astronomické těleso tvořené převážně neutrony udržovanými pohromadě gravitační silou. Je závěrečným stádiem vývoje hvězdy a vzniká jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu Ib, Ic nebo II. (cs)
- Neŭtrona stelo estas unu ebla finstadio en la evoluo de stelo. Ĝi formiĝas el la restaĵo de pezega stelo, kiam tiu kolapse kunpremiĝas pro sia propra gravito, post kiam la stelo eksplodis kiel supernovao de tipo II, Ib aŭ Ic. (eo)
- 中性子星（ちゅうせいしせい、英: neutron star）とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。 (ja)
- Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (ok. 8–10 mas Słońca). Powstają podczas supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy ok. 25 km gwiazdy tego typu mają masę ok. 2 mas Słońca. Łyżeczka (3 cm³) materii w takim stanie ma masę około 6 miliardów ton. (pl)
- En neutronstjärna är ett av flera möjliga slut för en stjärna. När en stjärna i slutet av sitt liv stöter bort sina yttre lager inträffar en gravitationskollaps då stjärnans kvarvarande inre delar imploderar. Om stjärnan är så stor att den kvarvarande massan motsvarar 1,4–3 solmassor övergår den i en supernova. Återstoden blir en neutronstjärna som består av tätt packade neutroner, och övrigt material utspridda rester från supernovan. (sv)
- النجم النيوتروني هو جرم سماوي ذو قطر متوسط يقدر بحوالي 20 كم وكتلته تتراوح ما بين 1,44 و 3 كتلة شمسية، وهو نوع من البقايا ينتج عن الانهيار الجاذبي لنجم ضخم في مستعر أعظم من نوع: "II" أو "Ib" أو "Ic". يتكون هذا النجم بشكل خاص من مادة مكونة من النيترونات، وكثافته كبيرة فقد تصل إلى أكثر من في مركزه، أي أن سنتيمترا مكعباً من هذه المادة يعادل كيلومتراً مكعباً من الجليد ذو كثافة 1 غرام لكل سنتيمتر مكعب. والنجم النيوتروني يتمتع بخصائص أخرى غير كثافته الكبيرة، مثل الحقل المغناطيسي المحيط به، ودرجة حرارته العالية. النجوم النيوترونية هي أصغر وأكثر أنواع النجوم المعروفة كثافةً. (ar)
- Una estrella de neutrons és un tipus d'estrella degenerada, composta bàsicament per neutrons a densitats altíssimes: acostumen a tenir uns 20-30 km de diàmetre i una massa igual a la d'una estrella mitjana. Les estrelles de neutrons representen l'etapa final de la vida de certes estrelles: perquè una estrella es pugui convertir en estrella de neutrons cal que tingui una massa entre 9 i 30 vegades la massa solar, i passar per una fase de supernova. L'explosió d'una supernova d'una estrella massiva, seguida pel seu col·lapse gravitacional, comprimeix el nucli estel·lar més enllà del valor de densitat d'un nan blanc arribant a valors típics de la densitat de nuclis atòmics. (ca)
- Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, dessen wesentlicher und namensgebender Bestandteil Neutronen sind. Ein Neutronenstern stellt ein Endstadium in der Sternentwicklung eines massereichen Sterns dar. Neutronensternen gilt intensives Forschungsinteresse, da Details ihres dynamischen Verhaltens und ihrer Zusammensetzung noch unbekannt sind und an ihnen extreme Materieeigenschaften unter in der Natur beobachtbaren Bedingungen untersucht werden können. (de)
- Αστέρας νετρονίων ονομάζεται η μία από τις τρεις μορφές των μόνιμων τελικών υπολειμμάτων της εξέλιξης ενός αστέρα: είναι το ένα είδος «αστρικού πτώματος» (τα άλλα δύο είναι ο λευκός νάνος και η μαύρη τρύπα). Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, και ίσως τύπων Ia και Ib. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίστηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά. (el)
- Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado (es)
- Neutroi-izarra izar erraldoi baten neutroiez osatutako hondar mota bat da. Izar erraldoi horrek (eguzkiaren masa baino 9 aldiz handiagoa izan behar du) bere erregai nuklearra agortzen duenean, supernoba baten gisa eztanda egiten du. Eztanda horren ondoren, izarrak bere kanpo geruzak galtzen ditu eta izugarri dentsoa den metalezko nukleo bat geratzen da. Nukleo horren dentsitatea hain da handia ezen aldaratze ezin baitu bere egitura mantendu, eta grabitatearen indarrak nukleo hori gero eta gehiago konprimitzera behartzen du. (eu)
- Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur de certaines étoiles massives lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. (fr)
- A neutron star is the collapsed core of a massive supergiant star, which had a total mass of between 10 and 25 solar masses, possibly more if the star was especially metal-rich. Except for black holes and some hypothetical objects (e.g. white holes, quark stars, and strange stars), neutron stars are the smallest and densest currently known class of stellar objects. Neutron stars have a radius on the order of 10 kilometres (6 mi) and a mass of about 1.4 solar masses. They result from the supernova explosion of a massive star, combined with gravitational collapse, that compresses the core past white dwarf star density to that of atomic nuclei. (en)
- Is é is neodrónréalta ann ná réalta atá chomh trom téagartha tiubh is go bhfáisceann a himtharraingt leictreoin na n-adamh in aice leis an núicléas, go dtí go sáraíonn siad lucht leictreach na bprótón. Ansin, iompaíonn na prótóin ina neodróin, agus is é an rud a fhágtar ná brachán de neodróin agus é i bhfad níos dlúithe ná an damhna mar a aithnímid féin é. (ga)
- Bintang neutron adalah inti bintang yang telah runtuh dari sebuah bintang super raksasa masif, yang memiliki massa total antara 10 hingga 25 massa matahari, namun massanya bisa lebih jika bintang tersebut kaya akan logam. Bintang neutron adalah objek bintang terkecil dan terpadat di alam semesta, tidak termasuk lubang hitam, lubang putih hipotetis, bintang quark, dan Strange star. Bintang neutron memiliki radius sekitar 10 kilometer (6,2 mil) dan bermassa sekitar 1,4 massa Matahari. Bintang neutron terbentuk dari ledakan supernova dari bintang masif, dikombinasikan dengan keruntuhan gravitasi, yang memampatkan inti melewati kerapatan bintang katai putih ke inti atom. (in)
- Una stella di neutroni è una stella compatta formata da materia degenere, la cui componente predominante è costituita da neutroni mantenuti insieme dalla forza di gravità.Si tratta di una cosiddetta stella degenere. È un corpo celeste massiccio di piccole dimensioni - di ordine non superiore alla trentina di chilometri (19 miglia) - ma avente altissima densità, e massa generalmente compresa tra le 1,4 e le 3 masse solari (anche se la più massiccia finora osservata è pari a 2,01 masse solari). Una stella di neutroni è il risultato del collasso gravitazionale del nucleo di una stella massiccia, che segue alla cessazione delle reazioni di fusione nucleare per l'esaurimento degli elementi leggeri al suo interno, e rappresenta pertanto l'ultimo stadio di vita di stelle con massa molto grande (s (it)
- 중성자별(中性子-, neutron star)은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 현재까지 관측된 우주의 천체 중 블랙홀 다음으로 밀도가 크다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다. 중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 양자 축퇴압에 의해 붕괴되지 않고 유지되는데 이는 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리 배타 원리를 통해 설명되는 현상이다. (ko)
- Een neutronenster is een ineengestorte kern van een reuzenster, die voor de implosie een totale massa had tussen 10 en 29 zonsmassa's. Neutronensterren zijn het kleinst van alle sterren en hebben de hoogste dichtheid, tenzij men een zwart gat als een ster beschouwt. Neutronensterren hebben een straal van ruwweg 10 kilometer en een totale massa van minder dan 2,16 zonsmassa's. (nl)
- Na astronomia, a estrela de nêutrons (português brasileiro) ou neutrões (português europeu) é um objeto astronômico super denso, composto quase que inteiramente de nêutrons, que possui alta velocidade e temperatura, forte gravidade e campos magnéticos. É o núcleo colapsado de uma grande estrela ou explosão da supernova, combinada com o colapso gravitacional, que comprime o núcleo após a densidade da estrela anã branca ao dos núcleos atômicos. É a menor e mais densa estrela conhecida, apesar de tipicamente ter um pequeno raio, pode ter a massa cerca de duas vezes a do Sol, no caso de muito massiva pode formar um buraco negro. (pt)
- Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (около 1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью осевого вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду. По современным представлениям нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд. (ru)
- 中子星（英語：neutron star），是恒星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，并最终轉變成鐵元素后，便無法再从聚变反应中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。 若是白矮星被压缩成中子星，過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，犹如眨眼，这被稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度约等于原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星会继续發生引力坍縮，則無可避免的將產生黑洞。 (zh)
- Нейтронна зоря — зоря на завершальному етапі своєї еволюції, що не має внутрішніх джерел енергії та складається переважно з нейтронів, які перебувають у стані виродженого фермі-газу, із невеликою домішкою інших частинок. Густина такого об'єкта, згідно з сучасними астрофізичними теоріями, сумірна з густиною атомного ядра. (uk)
|
