Neutroncsillagok, fekete lyukak

A szupernóva-robbanás során a vasmag tisztán neutronokból álló gömbbé alakul. A neutroncsillag egyensúlyát az elfajult neutrongáz nyomása teremtheti meg. Ehhez az összeomló csillagnak kb. $20$ $M_{\odot }$-nél kisebb tömegűnek kell lennie.

Az elfajult neutrongáz nyomása a fehér törpék elfajult elektrongázához hasonlóan $P \sim \rho^{5/3}$ alakú, de az állandó szorzó lényegesen nagyobb. A fehér törpékhez hasonlóan itt is érvényes a tömeg-sugár összefüggés (2.4.1. fejezet), de a neutroncsillagok sugara ezredrésze a fehér törpékének, kb. 10 km. A tipikus tömegértékek 1 - 2 $M_{\odot }$ körüliek. Átlagsűrűségük igen nagy, $\sim 10^{14}$ g/cm$^3$, ez nagyságrendileg az atommagok sűrűségének felel meg.

A neutroncsillagok egyik jellegzetessége a gyors forgás, mivel a mag összeomlásakor az impulzusmomentum megmarad. Így a létrejövő neutroncsillag forgási szögsebessége

$$\omega_n =  \omega_c \left ( {R_c \over R_n} \right )^2 \approx  10^6 \omega_c,$$ (2.29)

ahol $R_c$ és $R_n$ a mag és a neutroncsillag sugara, $\omega_c$ a mag kezdeti forgási szögsebessége. A mag forgása tehát milliószorosára gyorsul. A táguló szupernóva-maradványokból előbukkanó gyorsan forgó neutroncsillagok időnként pulzárként figyelhetők meg.

A neutroncsillagok másik fontos jellemzője az erős mágneses tér. A mágneses tér a kollapszus során megmaradó mágneses fluxus miatt erősödik fel. Hasonló módon, mint az előbb, a neutroncsillag mágneses indukciójára adódik:

$$B_n =  B_c \left ( {R_c \over R_n} \right )^2 \approx  10^6 B_c.$$ (2.30)

Ha a csillag kezdeti tömege meghaladja a 20-30 $M_{\odot }$-et (ez a tömeghatár bizonytalan), a gravitációs kollapszust az elfajult neutrongáz nyomása sem képes megállítani. Ebben az esetben fekete lyuk jön létre. Fekete lyukról akkor beszélünk, ha a zsugorodó objektum mérete kisebb lesz, mint a gravitációs sugár (Schwarzschild-sugár):

$$r_g = {{2 G M} \over c^2}.$$ (2.31)

A fekete lyukból elvileg semmilyen sugárzás nem érkezhet a külvilágba, mivel a gravitációs sugárnál a szökési sebesség egyenlő a fénysebességgel. Fekete lyukakat ezért leginkább a környezetükkel történő kölcsönhatásai révén figyelhetünk meg. Ilyen kölcsönhatás lehet egy társcsillag gyors keringése a fekete lyuk erős gravitációs terében, vagy a fekete lyukba hulló anyag által keltett sugárzás (akkréciós luminozitás).