Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

'''Neutrónová hviezda''' je vesmírny objekt s extrémnou [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotou]], ktorý je výsledkom výbuchu [[supernova|supernovy]] typu '''II''', v niektorých prípadoch aj typu '''Ic''' či '''Ib.''' Ide o degenerovaný pozostatok hviezdneho jadra, ktorý je zložený z neutrónov[[neutrón]]ov (subatomárnych častíc s neutrálnym [[elektrický náboj|nábojom]]) a predstavuje záverečné štádium [[Vývoj hviezdy|vývoja]] hmotných [[hviezda|hviezd]].

[[Súbor:1997NeutronStar.jpg|náhľad|Prvé priame pozorovanie neutrónovej hviezdy ([[RX J1856.5−3754]]) vo viditeľnom svetle.]]Matematický podklad pre vznik myšlienky [[Čierna diera|čiernych dier]] a neutrónových hviezd položil v roku [[1930]], teda 37 rokov pred objavom prvej neutrónovej hviezdy, indický teoretický fyzik [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] so svojím fyzikálno-matematickým príspevkom o konci života hviezd vyšších hmotností. Pomocou rovníc degenerácie (časť z nich je podrobnejšie rozobraná v časti článku- Fyzikálne vlastnosti) vypočítal, že ak má hmotná hviezda na konci svojho hviezdneho vývoja viac ako 1,4 násobok [[hmotnosť Slnka|slnečnej hmotnosti]], pri kolapse a výbuchu hviezdy vo forme supernovy tlak [[Gravitácia|gravitácie]] preváži degenerovaný [[plyn]] - ide o typ plynu, ktorý vzniká degeneráciou elektrónov[[elektrón]]ov v [[biely trpaslík|bielom trpaslíkovi]] a zabraňuje jeho gravitačnému kolapsu aj napriek tomu, že biely trpaslík predstavuje mŕtve teleso, resp. je bez jadrových zdrojov energie. Chandrasekhar stanovil (na astronomické pomery tenkú) teoretickú hranicu, ktorá určuje kritickú hmotnosť hviezdy, za ktorou nasleduje kolaps jej vyhoreného pozostatku jadra. Biely trpaslík preto v končenom dôsledku nepredstavuje teleso, ktoré by reprezentovalo záverečné štádium hviezd hmotnejších ako Slnko. V roku [[1939]] [[Robert Oppenheimer]] a [[George Volkoff,]] prostredníctvom pokračovania v práci [[Richard C. Tolman|Richarda Tolmana]] navrhli [[Stavová rovnica|stavové rovnice]], ktoré sú hmotnostným limitom pre neutrónové hviezdy - teda že pri kritickej hmotnosti masívnej hviezdy vytvorí kolaps bieleho trpaslíka čiernu dieru. Tolman – Oppenheimer – Volkoffov (TOV) limit sa pohybuje v intervale hodnôt od 2,14-2,24 ''M''_⊙ (presný horný limit sa zatiaľ nepodarilo presne určiť, v súčasnosti sa vychádza z objavu pulzaru PSR J0740+6620<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Just How Massive Can A Neutron Star Be?|url=https://www.forbes.com/sites/briankoberlein/2019/09/18/just-how-massive-can-a-neutron-star-be/|vydavateľ=Forbes|dátum prístupu=2021-09-13|jazyk=en|meno=Brian|priezvisko=Koberlein}}</ref>).

V 1934<!-- , štyri roky neskôr, - Tu niečo nesedí. Boli sme v roku 1939, rok 1934 je o štyri roky skôr. Ibaže by sa myslelo 4 roky neskôr po Chandrasekarovi --> dvaja poprední astronómovia [[Walter Baade]] a [[Fritz Zwicky]] dedukovali, že ak Chandrasekharové výpočty skutočne reprezentujú opísanú realitu, hviezda, resp. jej pozostatok jadra, by bol stlačený do kompaktnej [[Guľa (matematika)|gule]] s polomerom pár desiatok kilometrov, praktickýprakticky tvorenýtvorenej len neutrónmi. Neutrónová hviezda by predstavovala objekt s odlišnými fyzikálnymi vlastnosťami a správaním, na rozdiel odako inýchiné astronomickýchastronomické teliestelesá vo vesmíre.

V roku [[1967]] [[Cambridge observatory|rádioteleskop na pôde univerzity Cambridge]] v Anglicku zachytil signál, s pravidelne sa opakujúcim 1.,3 sekundovým intervalom. Tento signál nemal pred týmpredtým žiadnu obdobu. a keďKeď ho prvý krát [[Jocelyn Bell Burnellová]] po prvýkrát identifikovala na registračných páskach, dostal pomenovanie ako LGM1 ('''L'''ittle '''G'''reen '''M'''an 1). Burnellová si jednoducho myslela, že sa jej podaril zachytiť signál od [[mimozemská civilizácia|mimozemskej civilizácie]]. Keď však boli identifikované ďalšie podobné signály, predstava, že by vo vesmíre existovalo viac takýchto civilizácii vysielajúcich rádiové zdroje k Zemi, sa rýchlo vytratila, a začalo sa uvažovať o nových vesmírnych objektoch. Tie medzi časom dostali pomenovanie [[pulzar]], z anglického originálu '''''pulsa'''''ting '''''r'''''adio source (v preklade pulzujúci rádiový zdroj). V roku [[1968]] vykonávali J. Cocke, D. Taylor a M. Disney pozorovania centrálnej hviezdy, ktorá sa nachádza v srdci [[Krabia hmlovina|Krabej hmloviny]]. Podarilo sa im zistiť, že hviezda "bliká" až 30-krát sa sekundu. Pulzujúce rádiové zdroje boli vysvetlené ako rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy.

[[Súbor:Neutronstarsimple.png|náhľad|Zjednodušený proces vzniku neutrónovej hviezdy. '''Horný riadok''' – vonkajšie vrstvy masívnej hviezdy sa začnú rútiť na vnútorné jadro, čím vzniká rázová vlna. '''Stredný riadok''' –  hmota klesajúcich vrstiev sa stláča, čo spôsobí výbuch [[neutríno|neutrín]] a zahreje plyn vo vnútri. '''Spodný riadok''' – hviezda vybúchavybuchuje ako supernova, vzniká silná rázová vlna, ktorá odhodí vonkajšie vrstvy rýchlosťou až 20 000 kilometrov za sekundu. Z jadra vznikne neutrónová hviezda.]]

Hviezdy sú definované ako plynné (resp. plazmové) gule, ktoré majú vlastný zdroj viditeľného a termálneho žiarenia. Zdrojom žiarenia, ktoré môžeme pozorovať vo viditeľných vlnových dĺžkach elektromagnetického spektra, je [[termonukleárna fúzia]] vodíka[[vodík]]a (H) na [[hélium]] (He), ktorá prebieha vo vnútri hviezdy (pri vzniku hélia vzniká [[fotón]], teda častica svetla). Po vyčerpaní vodíka sa jadrová syntéza zastaví a gravitácia začne zmršťovať jadro hviezdy k teplote 100 miliónov °C. -priPri tejto teplote začína syntéza hélia a vytvárajú sa chemické prvky kyslíka[[kyslík]] (O) a uhlíka[[uhlík]] (C). Po vyčerpaní hélia teplota v jadre presiahne kritickú hodnotu 100 miliónov °C-. začnúZačnú sa zlučovať jadrá uhlíka za vytvárania ťažších prvkov ako [[sodík]] (Na), [[horčík]] (Mg) či [[hliník]] (Al). Termonukleárna fúzia pokračuje až do vzniku [[železo|železa]] (Fe) v jadre hviezdy-ide. Ide o najťažší prvok, ktorý sa môže vo hviezde vytvoriť (zo železa už nejde získať ďalšia energia potrebná na priebeh jadrovej syntézy). V prípade [[Hviezda hlavnej postupnosti|hviezd hlavnej postupnosti]] budú jadrové reakcie pokračovať až do vyčerpania zásob vodíka a hélia (nemajú dostatočnú hmotnosť na zapálenie termonukleárnej reakcia uhlíka)-. staneStane sa z nich [[červený obor]], odhodia plynné vrstvy v podobe [[planetárna hmlovina|planetárnej hmloviny]] a z jadra sa stane biely trpaslík - astronomický objekt malých rozmerov as vysokejvysokou povrchovejpovrchovou teplotyteplotou, ktorá sa pohybuje medzi teplotami od 8 tisíc až po 40 tisíc [[Kelvin|K]]. Náhodný pohyb častíc v bielom trpaslíkovi nezávisí na teplote plynu - inak povedané, keď sa biele trpaslíky ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu (nahromadenú v predchádzajúcich štádiách vývoja hviezdy) nezmršťujú sa a hoci majú veľmi malú hmotnosť na zapálenie jadrových reakcií, vedeli by ostať do nekonečna v gravitačnej rovnováhe.<ref name=":0">{{Citácia knihy|priezvisko=Begelman, Rees|meno=Mithchell|titul=Osudová přitažlivost gravitace|vydavateľ=Argo|miesto=Martin|rok=2010|isbn=978-80-257-0806-4|strany=}}</ref> V ich vnútri sa nachádza degenerovaný plyn-, ide očiže plyn, ktorého fyzikálne vlastnosti sa v dôsledku kvantovo mechanických efektov ([[Pauliho vylučovací princíp]]) odlišujú od vlastnosti ideálneho plynu. Vylučovací princíp sa vzťahuje na všetky častice s poločíselným [[Spin (fyzika)|spinom]] (1/2, 5/2,...), teda k fermiónom[[fermión]]om. Zabraňuje, aby sa dve identické fermióny nachádzali v tom istom fyzikálnom systéme súčasne v tom istom kvantovom stave. Pri hustote '''5×10³ g.cm⁻³''' nastane elektrónová degenerácia (elektróny zdegenerujú a stlačia sa na [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotu]] miliónkrát vyššiu, ako je hustota [[Voda|vody]])- tlak degenerovaného plynu (degenerovaný tlak) udržuje bieleho trpaslíka v rovnovážnom stave.

Teoretický fyzik [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] v roku 1930 správne vypočítal, že ak má hviezda hmotnosť vyššiu ako 1.,4 násobok Slnka, biely trpaslík sa zrúti do neutrónovej hviezdy. Zvyšovanie rýchlosti elektrónov k hranici rýchlosti svetla oslabuje degenerovaný plyn a pri kritickej hmotnosti začne gravitácia bieleho trpaslíka zmršťovať. Elektróny sa dostanú k tesnej blízkosti [[jadro atómu|atómového jadra]], narazia do protónov[[protón]]ov, ktoré sa rozpadnú na ďalšie neutróny. Vznikne objekt malých rozmerov, s hustotou nad '''10¹⁴ g/cm³''', prakticky tvorený len neutrónmi (z toho vzniká aj odvodený názov neutrónová hviezda, ''vzťahové prídavné meno'' ).

Táto časť článku sa zaoberá základnými fyzikálnymi vlastnosťami neutrónových hviezd: rozoberá ich kritickú hmotnosť, teda minimálnu (Chandrasekharovu) a hornú (TOV limit) hmotnosť neutrónových hviezd, [[gravitačné pole]], [[Gravitačná šošovka|gravitačnú šošovku]], [[magnetické pole]] (magnetary[[magnetar]]y), hustotu a štruktúru vnútra, teda jednotlivých vrstiev neutrónovej hviezdy. Väčšina údajov bola získaná teoreticky výpočtami, alebo podľa počítačových simulácií.

Rovnicou vyššie sme vypočítali degenerativnýdegeneratívny tlak, ktorý je spôsobený elektrónovou degeneráciou. Rovnice Emdenovej polytropnej gule (Lane–Emden equation) popisujú idealizovaný model hviezdy ako plynovej gule, pre ktorú platí polytropná závislosť medzi hustotou (''p)'' a tlakom (''p'') v tvare <math>\frac{p}{p^{1+1/n}}=k</math>. Keď použijeme riešenia Lane-Emden rovníc, získame rovnicu

ktorá vyjadruje Chandrasekharov limit, teda 1.,41 (zaokrúhlene 1.,40) slnečnej hmotnosti. V súčasnosti vieme, že veľmi hmotné hviezdy v priebehu ich hviezdneho života môžu strácať malý zlomok svojej hmotnosti vďaka silným [[hviezdny vietor|hviezdnym vetrom]] a preto hviezdy mierne ťažšie ako 1,4 násobok Slnka môžu pravdepodobne skončiť ako bielybiele trpaslícitrpaslíky. Pre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka však gravitačná rovnováha neexistuje - minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti až po hornú hranicu jej hmotnosti - ''Oppenheimerova-Volkoffova medzu-,'',- kde by gravitačný kolaps pokračoval do vzniku hustého objektu, teda čiernej diery alebo inej formy hypotetického telesa, ako napríklad [[kvarková hviezda]]. Limit pre hornú hranicu hmotnosti neutrónových hviezd sa všeobecne pohybuje okolo 2,3 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,14- 2,4 M☉ slnečnej hmotnosti.

Hoci si v laickej oblasti ľudia často zamieňajú [[tiaž]] a [[hmotnosť]], v oblasti astrofyziky predstavujú tieto pojmy odlišné javy. Hmotnosť (fyzikálna značka <math>m</math>) je miera množstva hmoty, z ktorej objekt pozostáva. Hmotné teleso sa prejavuje v tom, že kladie odpor voči zmene svojho pohybového stavu ([[zotrvačnosť]], zotrvačná hmotnosť) a že vzájomne pôsobí na ostatné hmotné telesá (gravitácia). Gravitačná hmotnosť je hmotnosť, ktorá je príčinou gravitácie-, napríklad práve tiaž. Pomer gravitačnej a zotrvačnej hmotnosti je konštantný (pri správnej voľbe jednotiek je rovný 1). To znamená, že: ''gravitačná hmotnosť=zotrvačná hmotnosť=hmotnosť''. Tiaž (fyzikálne značky <small><math>F_G</math>, <math>G</math>, <math>Q</math></small>) je miera, ktorá udáva, koľko teleso váži v gravitačnom poli (na rozdiel od hmotnosti nie je nemenná). Teleso by vážilo na rôznych planétach[[planéta]]ch a iných vesmírnych objektoch rôzne. Napríklad na Zemi[[Zem]]i by mohlo vážiť 75kg75 kg, pričom na Mesiaci[[Mesiac]]i len 12kg12 kg. Jeho hmotnosť sa však nezmenila (stále ho tvorí to isté množstvo hmoty, masy), ale zmenila sa veľkosť gravitačnej sily pôsobiaca na jeho hmotnosť-, čím sa zmenila jeho tiaž. Čím je vesmírny objekt väčší, tým gravitácia silnejšie pôsobí na teleso. Keďže má ale väčší povrch, čím sa teleso nachádza ďalej od stredu planéty, tým aj ťah medzi ním a planétou úmerne klesá so štvorcom vzdialenosti. Rovnica bude vyzerať takto: <math>F \backsim \frac{Mm}{r^2}</math> (kde <small><math>F</math></small> reprezentuje <small><math>M</math></small> znamená hmotnosť planéty a <math>m</math> hmotnosť telesa [v kg], <math>r^2</math> je vzdialenosť od stredu planéty, ''pozn.'' hmotnosti sú v čitateľovi, pretože sila sa s narastajúcou hmotnosťou zväčšuje. Vzdialenosť je v menovateli, pretože sila sa zmenšuje, keď sa vzdialenosť zväčší).

[[Jupiter]], najväčšia planéta [[slnečná sústava|slnečnej sústavy]], je 316-krát masívnejší ako Zem, no keďže je 11-násobkom polomeru Zeme, teleso sa bude nachádzať 11-krát ďalej od centra - nebude teda 316-krát ťažšie ako na Zemi (vzhľadom na faktor 11² sa bude povrchová gravitácia Jupitera pohybovať okolo 2.,35 g) {{ref|a}} Keďže je ale neutrónová hviezda veľmi hmotná a zároveň veľmi malá (polomer okolo 10 km), teleso by sa nachádzalo veľmi blízko centracentran- dosiahlo by hmotnosť, ktorá by sa pohybovala v miliardových číslach.

Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty - gravitačné pole je približne 2 miliárd krát silnejšie ako má Zem. Z teórie relativity vyplýva, že objekt s veľmi silnou gravitáciou bude ohýbať svetelné lúče a vytvárať tak (gravitačnú) šošovku. Pri neutrónovej hviezde silné gravitačné pole ohýba vyžiarené fotóny tak, aby boli viditeľné časti bežne neviditeľného zadného povrchu.<ref>'''Zahn, Corvin (1990-10-09)'''. "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit</ref> Ak je polomer neutrónovej hviezdy <math>3GM / c2</math> (kde GM znamená súčin gravitačnej konštanty a hmotnosti telesa, a c² znamená druhú mocninu rýchlosti svetla) alebo aj menej, fotóny môžu byť zachytené na obežnej dráhe, vďaka čomu sa zviditeľní celý povrch tejto neutrónovej hviezdy z jediného východného, pozorovaného bodu. Pri vystavení silnej gravitačnej sile, akú dosahuje neutrónová hviezda, by sa objekt ešte pred pádom na povrch takmer okamžite roztiahol na dlhý pás materiálu - jav (neodborne) nazývaný ako [[špagetizácia]].

==== Magnetické pole - magnetary ====

[[Súbor:Nuclear pasta.jpg|náhľad|280x280bod|Jadrové cestoviny predstavujú hypotetický typ degenerovanej hmoty, ktorá by sa mala vyskytovať v kôre neutrónovej hviezdy. V prvej fáze sa jadra zhustia do štruktúry, ktorá pripomína cestoviny gnochi - '''fáza gnochi'''. Gnochi sa ďalej roztiahnu na dlhé a tenké štruktúry hmoty - '''fáza špagety'''. Špagety sa potom spájajú do dlhých lisov, ktoré vyzerajú ako lazane - '''fáza lazane'''. Stláčaním lazaní sa vytvorí hustá forma hmoty s prerušovanými otvormi (na obrázku zobrazené písmenom '''e'''). Tie sa postupne zmenia na valcovité útvary - '''-fáza antišpagiet''' - a nakoniec na sférické útvarútvary - '''fáza antignochi.''' ]]

Zloženie a aj samotná štruktúra neutrónových hviezd predstavuje aj v súčasnosti veľký otáznik. Podrobnejší obraz fyzikálnej štruktúre a procesov, ktoré sa odohrávajú vnútri neutrónovej hviezdy, sme si vytvorili podľa presného štúdia zmien rýchlosti otáčania neutrónovej hviezdy, alebo (ako nám neskôr umožnili vesmírne röntgenové teleskopy) podľa priameho určenia súvislostí medzi hmotnosťou a jej polomerom pomocou merania vyžarovaného spektra z povrchu.<ref name=":0" /> Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme, poprípade iných terestiálnych[[Terestriálna planéta|terestriálnych planét]]: -začali by sme pevnou kôrou, až by sme nakoniec narazili na tekuté a husté jadro.<ref name=":0" /> Celková hustota neutrónových hviezd je približne 5,9 x 10¹⁷ kg/m³ (čo je 4,1 × 10¹⁴ násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 10¹⁷ kg / m3. V kôre sa môže hmota spájať do zložitých štruktúr, ktoré pripomínajú rôzne druhy cestovín - jadrové cestoviny (z anglického originálu ''nuclear pasta'') predstavujú v oblasti astrofyziky a jadrovej fyziky hypotetický typ zdegenerovanej hmoty, ktorý by mohol byť najsilnejším materiálom vo vesmíre. "Cestovinová hmota" sa so stúpajúcim tlakom deformuje a vytvára zložitejšie štruktúry - tieto deformácie môžeme označiť za určité fázy (viz. obrázok). Vo vrchnej časti kôry sa jadra zhustia do pologuľovitých zbierok, ktoré svojím tvarom pripomínajú cestoviny ''gnochi''. V hlbších vrstvách kôry sa cestoviny gnochi v dôsledku elektrického odpudzovania protónov roztiahnu na dlhé pásy, obsahujúce tisícky nukleónov-. tátoTáto fáza je známa ako ''fáza špagiet''. Špagety sa postupne spájajú a vytvárajú dlhé lisy jadrovej hmoty, ktoré svojimi rozmermi pripomínajú ''lazane''. Stláčanie lazaní vytvorí hmotu s prerušovanými otvormi, ktoré sa zmenia z valcovitých (''fáza "antišpagety"'') na sférické otvory (fáza ''"antignochi"'').

V našej galaxii-[[Galaxia Mliečnej(Mliečna cestecesta)|Galaxii]] sa podľa dnešných odhadov nachádza až jedna miliarda neutrónových hviezd a približne 5% z nich tvoria binárne systémy - systém dvoch astronomických objektov [zvyčajne hviezdy či planéty], ktoré obiehajú okolo ich spoločného ťažiska), kde jednu zo zložiek tvorí neutrónová hviezda. Súčasťou druhej zložky je zvyčajne biely trpaslík, čierna diera, červený obor, alebo aj ďalšia neutrónová hviezda. Dvojhviezdy, kde obe zložky obsahujú neutrónové hviezdy alebo neutrónovú hviezdu v binárnom systéme spolu s čiernou dierou, boli pozorované prostredníctvom [[gravitačná vlna|gravitačných vĺn]].

[[Súbor:15-137-CircinusX1-XRayLightRings-NeutronStar-Chandra-20150624.jpg|náhľad|215x215pixelů|[[Circinus X-1]] - röntgenový binárny systém, ktorý obsahuje neutrónovú hviezdu. ]]

Röntgenový binárny systém s nízkou hmotnosťou ('''LMXB'''-''Low-mass X-ray binary'') súje binárnebinárny systémysystém, kde jedna zložka je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhá zložka (darca) je menej hmotným objektom - zvyčajne ide o [[Plazmová hviezda|plazmovú hviezdu]] (červený obor alebo biely trpaslík). LMXB systémy emitujú väčšinu svojho žiarenia prostredníctvom röntgenových lúčov, ktoré sú emitované horúcim plynom, ktorý sa prostredníctvom akrécie (akréčny[[akrečný disk]] okolo kompaktného objektu je najjasnejšou časťou LMXB<ref>''A catalogue of low-mass X-ray binaries in the Galaxy, LMC, and SMC (Fourth edition)'' - Q. Z. Liu, J. van Paradijs, and E. P. J. van den Heuvel (str. 1) </ref>) dostáva z druhej zložky na povrch neutrónovej hviezdy, alebo začne rotovať okolo gravitačného pôsobenia čiernej diery. LMXB systémy patria medzi tie najjasnejšie objekty na röntgenovej oblohe, no približne menej ako jedno percento žiarenia je emitované vo viditeľných vlnových dĺžkach. V Mliečnejnašej cesteGalaxii bolo zistených približne dvesto takýchto binárnych systémov.

'''=== Medzihmotný röntgenový binárny systém''' ===

'''=== Vysoko-hmotný röntgenový binárny systém''' ===

Vysoko-hmotný röntgenový binárny systém ('''HMXB'''''-High-mass X-ray binary'') je typom binárneho systému, ktorý obsahuje veľmi hmotné hviezdy-. zvyčajneZvyčajne ide o hviezdy typu O až B, ktorých hmotnosť sa pohybuje od 2,1- do 16 [[Hmotnosť Slnka|M_☉]] alebo viac a druhá zložka predstavuje kompaktný objekt - čiernu dieru alebo neutrónovú hviezdu, ktorá je dominantná emisiou röntgenových lúčov. Hmotná hviezda je veľmi jasná, pretože je dominantná emisiou optického svetla a dajú sa ľahko rozoznať. Asi najznámejším príkladom HMXB systému je [[Cygnus X-1]]-, prvý kandidát na čiernu dieru.

[[Kvazar]] je kompaktná oblasť v strede masívnej galaxie, obklopujúca [[Supermasívna čierna diera|supermasívnu čiernu dieru]]. Mikrokvazar (niekedy aj ''röntgenový binárny systém emitujúci rádiové vlny'') je sústava normálnej hviezdy a kompaktného objektu - čiernej alebo neutrónovej hviezdy. Ich názov je odvodený z kvazarov, pretože majú niektoré spoločné vlastnosti: premenlivé a silné rádiové vyžarovanie, jasný akréčnyakrečný disk, ktorý obklopuje kompaktný objekt. Naopak, u kvazarov, kde supermasívna čierna diera dosahuje hmotnosť miliónov Sĺnk, kompaktný objekt v mikrokvazaroch má hmotnosť len niekoľko [[Hmotnosť Slnka|M_☉]]. V dôsledku trenia sa môže akréčnyakrečný disk zohriať na taktakú vysokú teplotu, že začne emitovať röntgenové lúče.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Microquasars in the Milky Way|url=https://www.nrao.edu/pr/2000/vla20/background/superlum/|vydavateľ=www.nrao.edu|dátum prístupu=2021-07-11}}</ref>