PROFILBARU.COM

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.

História objavov

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

Matematický podklad pre vznik myšlienky 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 slnečnej hmotnosti, pri kolapse a výbuchu hviezdy vo forme supernovy tlak gravitácie preváži degenerovaný plyn - ide o typ plynu, ktorý vzniká degeneráciou elektrónov v bielom trpaslíkovi a zabraňuje jeho gravitačnému kolapsu aj napriek tomu, že biely trpaslík 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 konečnom dôsledku nepredstavuje teleso, ktoré by reprezentovalo záverečné štádium hviezd hmotnejších ako Slnko. V roku 1939 Robert Oppenheimer a George Volkoff prostredníctvom pokračovania v práci Richarda Tolmana navrhli 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^[1]).

Dvaja poprední astronómovia Walter Baade a Fritz Zwicky dedukovali, že ak Chandrasekharove výpočty skutočne reprezentujú opísanú realitu, hviezda, resp. jej pozostatok jadra, by bol stlačený do kompaktnej gule s polomerom pár desiatok kilometrov, prakticky tvorenej len neutrónmi. Neutrónová hviezda by predstavovala objekt s odlišnými fyzikálnymi vlastnosťami a správaním ako iné astronomické telesá vo vesmíre.

V roku 1967 rádioteleskop na pôde univerzity Cambridge v Anglicku zachytil signál s pravidelne sa opakujúcim 1,3 sekundovým intervalom. Tento signál nemal predtým žiadnu obdobu. Keď ho Jocelyn Bell Burnellová po prvýkrát identifikovala na registračných páskach, dostal pomenovanie ako LGM1 (Little Green Man 1). Burnellová si jednoducho myslela, že sa jej podaril zachytiť signál od 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 pulsating radio 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 Krabej hmloviny. Podarilo sa im zistiť, že hviezda "bliká" až 30-krát sa sekundu. Pulzujúce rádiové zdroje boli vysvetlené ako rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy.

Vznik

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 kyslík (O) a uhlík (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 s vysokou povrchovou teplotou, ktorá sa pohybuje medzi teplotami od 8 tisíc až po 40 tisíc 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. 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, čiže 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 a 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.

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 atómového jadra, narazia do protónov, 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 ).

Fyzikálne vlastnosti

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, gravitačnú šošovku, magnetické pole (magnetary), hustotu a štruktúru vnútra, teda jednotlivých vrstiev neutrónovej hviezdy. Väčšina údajov bola získaná teoreticky výpočtami, alebo podľa počítačových simulácií.

Kritická hmotnosť (Chandrasekharov a TOV limit)

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 biele trpaslíky. 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.

Gravitačné pole

Hoci si v laickej oblasti ľudia často zamieňajú tiaž a hmotnosť, v oblasti astrofyziky predstavujú tieto pojmy odlišné javy. Hmotnosť (fyzikálna značka $m$ ) 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 $F_{G}$ , $G$ , $Q$ ) 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 75 kg, pričom na Mesiaci len 12 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: $F\backsim {\frac {Mm}{r^{2}}}$ (kde $F$ reprezentuje $M$ znamená hmotnosť planéty a $m$ hmotnosť telesa [v kg], $r^{2}$ 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.^[3] Ak je polomer neutrónovej hviezdy $3GM/c2$ (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

(Viac informácií v hlavnom článku: magnetar) 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). 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.^[4] Ich silné magnetické pole je pravdepodobne hlavnou príčinou krátkeho života, ktorý trvá rádovo tisíc rokov. V súčasnosti pozorujeme malú časť počtu týchto objektov, momentálne máme len 31 potvrdených magnetarov^[5].

Hustota a vnútorná štruktúra

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 terestriálnych 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 k 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 systémy

V našej 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 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) je binárny systém, 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 (akrečný disk okolo kompaktného objektu je najjasnejšou časťou LMXB^[6]) 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 našej Galaxii 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 do 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 akrečný 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 akrečný disk zohriať na takú vysokú teplotu, že začne emitovať röntgenové lúče.^[7]

Poznámky

1.↑ Tabuľka údajov polomeru, hmotnosti a povrchovej gravitácie planét^[8]

Veličiny a planéty	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

Referencie

↑ KOBERLEIN, Brian. Just How Massive Can A Neutron Star Be? [online]. Forbes, [cit. 2021-09-13]. Dostupné online. (po anglicky)
↑ ^a ^b ^c ^d ^e BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4.
↑ Zahn, Corvin (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit
↑ Reisenegger, A. (2003). "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"
↑ EarthSky | What is a magnetar? [online]. earthsky.org, 2021-06-13, [cit. 2021-09-13]. Dostupné online. (po anglicky)
↑ 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)
↑ Microquasars in the Milky Way [online]. www.nrao.edu, [cit. 2021-07-11]. Dostupné online.
↑ Calculating your Weight on another Planet | National Schools' Observatory [online]. www.schoolsobservatory.org, [cit. 2021-07-29]. Dostupné online. Archivované 2021-07-29 z originálu.

Iné projekty

Astronomický portál
Hviezdny portál

Commons ponúka multimediálne súbory na tému Neutrónová hviezda

[1] KOBERLEIN, Brian. Just How Massive Can A Neutron Star Be? [online]. Forbes, [cit. 2021-09-13]. Dostupné online. (po anglicky)

[:0-2] BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4.

[3] Zahn, Corvin (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit

[:3-4] Reisenegger, A. (2003). "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"

[5] EarthSky | What is a magnetar? [online]. earthsky.org, 2021-06-13, [cit. 2021-09-13]. Dostupné online. (po anglicky)

[6] 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)

[7] Microquasars in the Milky Way [online]. www.nrao.edu, [cit. 2021-07-11]. Dostupné online.

[8] Calculating your Weight on another Planet | National Schools' Observatory [online]. www.schoolsobservatory.org, [cit. 2021-07-29]. Dostupné online. Archivované 2021-07-29 z originálu.

[1]

[2]

[1]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]