Neutrónová hviezda

Neutrónová hviezda je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý je výsledkom výbuchu supernovy typu II, v niektorých prípadoch aj typu Ic či Ib. Ide o degenerovaný pozostatok hviezdneho jadra, ktorý je zložený z neutrónov (subatomárnych častíc s neutrálnym nábojom) a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných hviezd.

Izolovaná neutrónová hviezda (modrá škvrna v strede červeného prstenca) v Malom Magellanovom mračne.

História objavovUpraviť

 
Prvé priame pozorovanie neutrónovej hviezdy (RX J1856.5−3754) vo viditeľnom svetle.

V roku 1930 teoretický fyzik indického pôvodu Subrahmanyan Chandrasekhar počas svojej dlhej cesty z Indie do Anglicka zistil, že ak má hviezda, ktorá už vyčerpala svoje zásoby prvkov, 1.4 násobok slnečnej hmotnosti, pre bieleho trpaslíka neexistuje gravitačná rovnováha, pretože tlak vyvíjaný gravitáciou pri výbuchu supernovy prekoná degenerativný tlak, ktorý vzniká zdegenerovaním elektrónov vo vnútri bieleho trpaslíka (pre viac informácií pozri "Vznik"). To, čo sa stane, ak sa biely trpaslík gravitačne zrúti, predstavoval pre vedeckú komunitu ťažko stráviteľný problém- a keďže sa ani o takýchto objektoch v tej dobe neuvažovalo, jeho teória bola zamietnutá. Chandrasekhar síce sám nevysvetlil, aký objekt presne vznikne po zrútení trpaslíka, ale priniesol matematický základ pre samú myšlienku čiernych dier a neutrónových hviezd.

O štyri roky neskôr dvaja astronómovia- Walter Baade a Fritz Zwicky- usúdili, že zrútenie hmotných hviezd vo forme výbuchu supernovy je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní. Jadro hviezdy je po zrútení stlačené do veľkosti 10 kilometrov a hustotou, ktorá by sa dala porovnať s hustou atómového jadra. Navrhli, že tento objekt by mal byť praktický tvorený neutrónmi- čo bolo len dva roky po objave neutrónu, ktorý sa podarilo objaviť James Chadwickovi. Na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľko krát potvrdené, no ich existencia ostala až do roku 1968- rok po objavení prvej neutrónovej hviezdy PSR B1919+21- len čisto hypotetická.

V roku 1967 robili Jocelyn Bell Burnellová a vedúci jej práce Antony Hewish na pôde univerzity Cambridge preskúmavanie nočnej oblohy pomocou nového rádioteleskopu. Podarilo sa im zachytiť nezvyčajný signál, ktorý bol vysielaný v pravidelných 1,3 sekundových intervaloch prostredníctvom rádiových vĺn. Po objave prvej, vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy nasledovali ďalšie objavy. Povaha týchto zdrojov, ktoré sa medzičasom začali nazývať ako pulzary, ostala až do roku 1968 nejasná. Vtedy vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v strede Krabej hmloviny. Zistili, že blikala až 30-krát za sekundu. Prvý krát sa tak podarilo preukázať, že pulzary, sú rotujúce neutrónové hviezdy, kde odstredivá sila formuje tvar ich emitovaného žiarenia.

V roku 2019 sa vedcom podarilo objaviť najhmotnejšiu neutrónovú hviezdu – J0740+6620. Ide o pulzar, ktorý je súčasťou binárneho systému, dvojhviezdy s bielym trpaslíkom. Hmotnosť J0740+6620 bola určená na 2,14 násobok hmotnosti Slnka, čo je veľmi tesne k teoretickej hornej hranici hmotnosti neutrónových hviezd.[1]

VznikUpraviť

 
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 neutrín a zahreje plyn vo vnútri. Spodný riadok – hviezda vybúcha 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 (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 -pri tejto teplote začína syntéza hélia a vytvárajú sa chemické prvky kyslíka (O) a uhlíka (C). Po vyčerpaní hélia teplota v jadre presiahne kritickú hodnotu 100 miliónov °C- začnú sa zlučovať jadrá uhlíka za vytvárania ťažších prvkov ako sodík (Na), horčík (Mg) či hliník (Al). Termonukleárna fúzia pokračuje až do vzniku železa (Fe) v jadre hviezdy-ide o najťažší prvok, ktorý sa môže vo hviezde vytvoriť (zo železa už nejde získať ďalšia energia potrebná na priebeh jadrovej syntézy). V prípade hviezd hlavnej postupnosti budú jadrové reakcie pokračovať až do vyčerpania zásob vodíka a hélia (nemajú dostatočnú hmotnosť na zapálenie termonukleárnej reakcia uhlíka)- stane sa z nich červený obor, odhodia plynné vrstvy v podobe planetárnej hmloviny a z jadra sa stane biely trpaslík- astronomický objekt malých rozmerov a vysokej povrchovej teploty, ktorá sa pohybuje medzi teplotami od 8000 až po 40 000 K. Náhodný pohyb častíc v bielom trpaslíkovi nezávisí na teplote plynu- inak povedané, keď sa biele trpaslíky ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, na rozdiel od hviezd sa nezmršťujú a hoci majú veľmi malú hmotnosť na zapálenie jadrových reakcií, vedeli by ostať do nekonečna v gravitačnej rovnováhe.[2] V ich vnútri sa nachádza degenerovaný plyn- ide o 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 spinom (1/2, 5/2,...), teda k fermiónom. 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 hustotu miliónkrát vyššiu, ako je hustota vody)- tlak degenerovaného plynu (degenerovaný tlak) udržuje bieleho trpaslíka v rovnovážnom stave.

V roku 1930 si indický teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar uvedomil, že pri bielych trpaslíkov hmotnosti vyššej ako 1,4 násobok Slnka,[2] (pozri Fyzikálne vlastnosti) neexistuje gravitačná rovnováha, pretože pri zvyšovaní rýchlosti elektrónov blížiacich sa rýchlosti svetla oslabuje odolnosť degenerovaného plynu, schopnosť odolávať stláčaniu gravitácie. Vďaka tomu by sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu Chandrasekharovu medzu gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy, zväčša typu II alebo aj Ic či Ib, prepadnú k bielemu trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko atómového jadra. Tie pri silných tlakoch narazia do protónov, ktoré sa rozpadnú na ďalšie neutróny a prakticky celý priestor atómu vyplnia tieto častice, čo vedie k neuveriteľnej hustote, ktorá v jadre dosahuje vyššie hodnoty než 1014 g/cm3. Z jadra stálice začína vznikať pozostatok hviezdy, ktorý je prakticky tvorený len neutrónmi (z toho aj odvodený názov neutrónová hviezda).

Fyzikálne vlastnostiUpraviť

Hmotnosť (Chandrasekharov limit)

Aby sme vedeli vypočítať Chandrasekharov limit, potrebujeme vedieť celkovú energiu bieleho trpaslíka. Túto energiu zistíme nasledovnou rovnicou:

 [3]

Keď máme vypočítanú celkovú energiu, vieme vypočítať tlak:

 [3]

Rovnicou vyššie sme vypočítali degenerativný 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  . Keď použijeme riešenia Lane-Emden rovníc, získame rovnicu

 [3]

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 hviezdnym vetrom a preto hviezdy mierne ťažšie ako 1,4 násobok Slnka môžu pravdepodobne skončiť ako biely trpaslíci. 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 bieleho trpaslíka nevyhnutne pokračoval do vzniku čiernej diery. Limit pre hornú hranicu hmotnosti neutrónových hviezd sa všeobecne pohybuje okolo 2,3 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,4-2,5 M☉ slnečnej hmotnosti.

Gravitačné poleUpraviť
 
Gravitačná výchylka svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.

Hoci si v laickej oblasti ľudia často zamieňajú tiaž a hmotnosť, v oblasti astrofyziky predstavujú tieto pojmy odlišné javy. Hmotnosť (fyzikálna značka  ) 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  ,  ,  ) je miera, ktorá udáva, koľko teleso váži v gravitačnom poli (na rozdiel od hmotnosti nie je nemenná). Teleso by vážilo na rôznych planétach a iných vesmírnych objektoch rôzne. Napríklad na Zemi by mohlo vážiť 75kg, pričom na Mesiaci len 12kg. 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:   (kde   reprezentuje   znamená hmotnosť planéty a   hmotnosť telesa [v kg],   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 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) [1] Keďže je ale neutrónová hviezda veľmi hmotná a zároveň veľmi malá (polomer okolo 10 km), teleso by sa nachádzalo veľmi blízko centra- 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.[4] Ak je polomer neutrónovej hviezdy   (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 poleUpraviť

Neutrónové hviezdy, ktorých magnetické pole dosahuje intenzitu 108-1011 T (pre porovnanie – magnetické pole na zemskom magnetickom rovníku dosahuje len 0,00000305 [ 0.305 x 10-4 ] T) sú všeobecne známe ako magnetary, ktoré sa stali prijímanou hypotézou na vysvetlenie mäkkých gama opakovačov (SGR) a anomálne röntgenové pulzary (AXP). Ich magnetické pole spôsobuje "rozpad" kôry, pričom tento rozpad sprevádzajú krátke, mohutné svetelné záblesky žiarenia gama a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie (magnetar SGR 1806-20 uvoľnil počas rozpadu kôry, ktorý trval   sekundy, viac energie ako Slnko za posledných sto tisíc rokov[5]). Vznik takého silného poľa je ešte stále nejasný, no jedná z hypotéz tvrdí, že počas tvorby neutrónovej hviezdy sa zachoval magnetický tok materskej hviezdy, čo malo za následok zosilnenie magnetického poľa vo výsledku procesu.[6]

Hustota a vnútorná štruktúra

 
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 útvar-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.[2] Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme, poprípade iných terestiálnych planét -začali by sme pevnou kôrou, až by sme nakoniec narazili na tekuté a husté jadro.[2] 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- táto 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").

Vonkajšia časť kôry by mala byť tvorená zo železa (Fe), ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 1017 kg/m3, by sa mali hlbšie vyskytovať jadra bohaté na neutróny-napr. jadrá z niklu (Ni), kryptónu (Kr) či germánia (Ge)– ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre.[2] Hlboko pod vonkajšou časťou kôry hustota dosahuje až 1014 gramov na centimeter kubický. Pri týchto podmienkach sa hmota vyskytuje prevažne v podobe voľných neutrónov, ktoré vykazujú vlastnosti analogické tekutému héliu na Zemi pri teplotách blížiacich sa ku absolútnej nule. Na rozhraní kôry a jadra sa už jadrové cestoviny ďalej nevyskytujú. Priamo v jadre, kde je hustota niekoľko krát vyššia ako 1014 g/cm3 , platia stále neznáme fyzikálne mechanizmy. Predpokladá sa, že v jadre sa nachádza ten najhustejší materiál vo vesmíre, miliárd krát hustejší ako železo. Podľa iných teórií sa v jadre nachádzajú tzv. podivné kvarkové hrudky, čo sú pevné látky zložené z neviazaných protónov, neutrónov a ďalších iných elementárnych častíc.[2]

Binárne systémyUpraviť

V našej galaxii- Mliečnej ceste 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 gravitačných vĺn.

 
Circinus X-1 - röntgenový binárny systém, ktorý obsahuje neutrónovú hviezdu.

Röntgenový binárny systém s nízkou hmotnosťou

Röntgenový binárny systém s nízkou hmotnosťou (LMXB-Low-mass X-ray binary) sú binárne systémy, kde jedna zložka je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhá zložka (darca) je menej hmotným objektom-zvyčajne ide o 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 disk okolo kompaktného objektu je najjasnejšou časťou LMXB[7]) 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 Mliečnej ceste bolo zistených približne dvesto takýchto binárnych systémov.

Medzihmotný röntgenový binárny systém

Medzihmotný röntgenový binárny systém (IMXB-Intermediate-mass X-ray binary) je binárny systém, ktorý pozostáva z neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery a druhú zložku tvorí hviezda strednej hmotnosti (polovica hmotnosti Slnka). Sú pôvodom röntgenového systému s nízkou hmotnosťou.

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- zvyčajne ide o hviezdy typu O až B, ktorých hmotnosť sa pohybuje od 2,1-16 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.

Mikrokvazar

Kvazar je kompaktná oblasť v strede masívnej galaxie, obklopujúca 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 akréčny disk, ktorý obklopuje kompaktný objekt. Naopak, u kvazarov, kde supermasívna čierna diera dosahuje hmotnosť miliónov Sĺnk, kompaktný objekt v mikrokvazaroch má hmotnosť len niekoľko M. V dôsledku trenia sa môže akréčny disk zohriať na tak vysokú teplotu, že začne emitovať röntgenové lúče.[8]

PoznámkyUpraviť

1. Tabuľka údajov polomeru, hmotnosti a povrchovej gravitácie planét[9]
Merkúr Venuša Zem Mars Jupiter Saturn Urán Neptún
Polomer (v km) 2,440 6,052 6,378 3,397 71,492 60,268 25,559 24,746
Hmotnosť (Zemská hmotnosť) 0.055 0.82 1.0 0.11 318 95.2 14.5 17.1
Povrchová gravitácia (g) 0.38 0.91 1.0 0.38 2.34 0.93 0.92 1.12


ReferencieUpraviť

  1. Časopis Quark (RNDr. Zdeněk Komárek): Najhmotnejšia neutrónová hviezda https://www.quark.sk/najhmotnejsia-neutronova-hviezda/
  2. a b c d e f BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4.
  3. a b c https://scholar.harvard.edu/files/schwartz/files/15-stars.pdf
  4. Zahn, Corvin (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit
  5. Neutron Stars, Pulsars, and Magnetars - Introduction [online]. imagine.gsfc.nasa.gov, [cit. 2021-06-20]. Dostupné online.
  6. Reisenegger, A. (2003). "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"
  7. 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)
  8. Microquasars in the Milky Way [online]. www.nrao.edu, [cit. 2021-07-11]. Dostupné online.
  9. Calculating your Weight on another Planet | National Schools' Observatory [online]. www.schoolsobservatory.org, [cit. 2021-07-29]. Dostupné online.

Iné projektyUpraviť