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 d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • 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 d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. Sa masse volumique est en effet extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse comprise dans une fourchette très étroite, entre 1,4 et 3,2 fois la masse du Soleil (voir masse de Chandrasekhar). Cette masse occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 à 20 kilomètres seulement.À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas. Leur intérieur est également très atypique, étant principalement composé de neutrons dans un état superfluide. On y trouve également des proportions plus modestes de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est actuellement mal connue du fait de sa densité trop élevée. Elle peut être composée de neutrons ou de formes de matière plus exotiques.Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers 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 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.
  • Een neutronenster is het eindstadium van een ster waarvan de kernmassa voor de implosie tussen 1,4 en 3 maal die van de zon bedraagt. Omdat aan het eind van de levensduur tijdens het supernovastadium van de ster een aanzienlijk deel van de massa wordt weggeblazen is de neutronenster zelf wat minder zwaar. De straal is in de orde van grootte van 10 kilometer.
  • Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt mit einer extrem hohen Dichte und einem typischen Durchmesser von etwa 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 bis 3 Sonnenmassen. Er steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Massenklasse dar. Er besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen, die im Zentrum eine Dichte von etwa 1011 kg/cm³ bis zu 2,5·1012 kg/cm³ aufweist. Das heißt, ein Kubikzentimeter dieser Art von Materie hat etwa die Masse eines Eisenwürfels von 700 m Kantenlänge. Ein anderer Vergleich: Die Dichte entspricht der eines A380-Flugzeuges, das in die Größe eines kleinen Sandkörnchens hineingepackt wird. Dies entspricht der Größenordnung der Dichte von Atomkernen. Neben dieser Neutronenmaterie könnte im Zentrum auch ein Kern aus einem Quark-Gluon-Plasma vorliegen. Ein solches hypothetisches Gebilde wird Quarkstern genannt. Neutronensterne zählen nicht nur wegen ihrer Dichte, sondern auch wegen anderer physikalischer Größen wie etwa der Stärke ihres Magnetfeldes oder ihrer Temperatur zu den interessantesten bisher bekannten kosmischen Objekten.
  • Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu 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 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton .
  • Neutronová hvězda je závěrečným stádiem vývoje hvězdy. Vzniká jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu II, typu Ib nebo Ic.
  • Nötron yıldızı veya Ilıncık yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı dev bir yıldız Tip II, Tip Ib veya Tip Ic bir süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur.
  • 中性子星(ちゅうせいしせい、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。中性子星は質量が太陽程度、半径10km程度、大気の厚さは1m程度で、中性子が主な成分の天体である。密度は太陽の密度の1014倍以上もあるとされている。具体的な数値で表すと1cm³当たりで10億tとその桁外れに大きい密度のため、中性子星表面での重力は地球の重力の2×1011倍もの大きさがあり、脱出速度は光速の1/3に達する。中性子星は大質量の恒星の超新星爆発によってその中心核から作られるが、中性子星として存在できる質量にはトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界と呼ばれる上限値があり、それを超えるとブラックホールとなる。上限の質量は、太陽質量の1.5倍から2.5倍の範囲にあると考えられている。下限は太陽質量の0.1倍から0.2倍程度[1]。重力崩壊によって非常にコンパクトに圧縮された結果として、角運動量保存の法則によって元の恒星よりも遥かに高速に回転しており、典型的な自転周期は30秒から1/100秒である。中性子星に強い磁気がある場合、その磁極から電磁波を出しているが、2つの磁極(地球でいう地磁気上の北極と南極)を結ぶ線が自転軸と一致していない場合、中性子星の自転により電磁波が放出する方向を変えながら放たれるパルサーとなる。中性子星自身は可視光線を発していないため、パルサーとして実在が確認された。中性子星は、中性子から成る大きな原子核のような物である。原子核では、陽子と中性子がだいぶ自由に動ける状態のため、液体といってもそれほど間違いはないような状態である。したがって中性子星では、その兆大な密度のため液体状態を超えた超流動状態になっていると考えられている。
  • 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. Foren els primers objectes astronòmics l'existència dels quals es predigué teòricament (1933) abans d'observar-los (1967), en forma de púlsars.
  • Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo 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), lo que se compara 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.En general, estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares —el límite de Chandrasekhar— son enanas blancas, y por encima de 2 a 3 masas solares —el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— puede crearse una estrella de quarks; no obstante, esto es incierto. El colapso gravitatorio generalmente ocurre en cualquier estrella compacta de entre 10 a 25 masas solares, y producirá un agujero negro. Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética como púlsares.
  • Нейтро́нная звезда́ — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды 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 давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду. Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.
  • Неутронна звезда е най-често звезда в края на своята еволюция. Горната гранична стойност за масата на неутронните звезди е от порядъка на 2,5 - 3 слънчеви маси (граница на Толман - Опенхаймер - Волков). При нея веществото е подложено на такъв невероятен натиск, че налягането на електронния газ не е в състояние да спре гравитационния колапс. Атомните ядра се разпадат до протони и неутрони, а протоните се свързват с електроните и се превръщат в неутрони. Така неутронните звезди са изградени изцяло от неутрони като плътността на веществото в центъра на неутронните звезди е огромна - 1012kg/cm3. За сравнение - тази плътност отговаря на масата на цялото човечество, концентрирана в обема на кубче захар.Масата на 1 cm3 неутронно вещество е 109 тона. Диаметърът на неутронните звезди е само около 10-15 км. Неутронните звезди се въртят с невероятна скорост, способна да достигне 1000 оборота в секунда.При всяко свое завъртане неутронната звезда излъчва поток светлина. Магнитното поле образувано от тях е изключително силно - индукцията му на повърхността на звездата достига до 108 Т. За пример: обект, който е попаднал в обхвата на гравитационното поле на звездата ще бъде привлечен и ще се сблъска със звездата със скорост от 150 000 км/с.Неутронните звезди излъчват в направление на магнитната си ос мощно електромагнитно лъчение предимно в радиодиапазона. Поради въртенето им, наподобяващо морски фар, се наричат още пулсари.Неутронните звезди с много силно магнитно поле се наричат магнетари. Теорията за тези обекти е формулирана от американските астрономи Робърт Дънкан и Кристофър Томпсън през 1980 г., а през 1998 г. е получено първото свидетелство за тяхното съществуване под формата на мощно гама- и рентгеново излъчване от източника SGR 1900+14 в съзвездието Орел. Когато в свръхновата звездата колапсира в неутронна звезда, нейното магнитно поле се увеличава с пъти. Дънкан и Томпсън изчисляват, че магнитното поле достига до 1015 гауса. Във външните слоеве на магнетара, съдържащи плазма от тежки елементи (предимно желязо), това предизвиква извиване и изкривяване по магнитните силови линии, което довежда до "звездотресение". Сеизмичните вълни са изключително енергийни, в резултат на което се излъчват гама и рентгенови лъчи. Магнетарите са гигантски електромагнитни генератори и човек в космически кораб, прелитащ покрай подобен обект, ще почувства въздействието на 100 млрд волта между главата и краката си.Най-близката до нас неутронна звезда се намира в центъра на Ракообразната мъглявина. Тя се върти със скорост 33 оборота в секунда.
  • Una stella di neutroni è una stella compatta il cui peso è sostenuto dalla pressione di neutroni liberi.Si tratta di una cosiddetta stella degenere.I neutroni sono costituenti del nucleo atomico e sono così chiamati in quanto elettricamente neutri. A differenza dei protoni, essi possono essere uniti a formare enormi nuclei fino a diverse volte la massa del Sole. Le stelle di neutroni sono state i primi oggetti astronomici notevoli a essere predetti teoricamente (nel 1933) ed, in seguito, scoperti (nel 1968 come pulsar).
  • A neutron star is a type of stellar remnant that can result from the gravitational collapse of a massive star during a Type II, Type Ib or Type Ic supernova event. Neutron stars are the densest and tiniest stars known to exist in the universe; although having only the diameter of about 10 km (6 mi), they may have a mass of several times that of the Sun. Neutron stars probably appear white to the naked eye.Neutron stars are the end points of stars whose inert core's mass after nuclear burning is greater than the Chandrasekhar limit for white dwarfs, but whose mass is not great enough to overcome the neutron degeneracy pressure to become black holes. Such stars are composed almost entirely of neutrons, which are subatomic particles without net electrical charge and with slightly larger mass than protons. Neutron stars are very hot and are supported against further collapse by quantum degeneracy pressure due to the phenomenon described by the Pauli exclusion principle. This principle states that no two neutrons (or any other fermionic particles) can occupy the same place and quantum state simultaneously.The discovery of pulsars in 1967 suggested that neutron stars exist. Born in supernova explosions, these bodies are "only" ~12-13 kilometers by radius and spin around as rapidly as 642 times a second, or approximately 38,500 revolutions per minute. A typical neutron star has a mass between ~1.4 and 3.2 solar masses with a surface temperature of ~6 x 105 Kelvin (see Chandrasekhar limit).In contrast, the Sun's radius is about 60,000 times that. Neutron stars have overall densities of 3.7×1017 to 5.9×1017 kg/m3 (2.6×1014 to 4.1×1014 times the density of the Sun), which is comparable to the approximate density of an atomic nucleus of 3×1017 kg/m3.The neutron star's density varies from below 1×109 kg/m3 in the crust - increasing with depth - to above 6×1017 or 8×1017 kg/m3 deeper inside (denser than an atomic nucleus). This density is approximately equivalent to the mass of a Boeing 747 compressed to the size of a small grain of sand. A normal-sized matchbox containing neutron star material would have a mass of approximately 5 billion tonnes.In general, compact stars of less than 1.44 solar masses – the Chandrasekhar limit – are white dwarfs, and above 2 to 3 solar masses (the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit), a quark star might be created; however, this is uncertain. Gravitational collapse will usually occur on any compact star between 10 and 25 solar masses and produce a black hole. Some neutron stars rotate very rapidly and emit beams of electromagnetic radiation as pulsars. Gamma-ray bursts may be produced from rapidly rotating, high-mass stars that collapse to form a neutron star, or from the merger of binary neutron stars. There are thought to be on the order of 108 neutron stars in the galaxy, but they can only be easily detected in certain instances, such as if they are a pulsar or part of a binary system. Non-rotating and non-accreting neutron stars are virtually undetectable; however, the Hubble Space Telescope has observed one thermally radiating neutron star, called RX J185635-3754.
  • As estrelas de nêutrons ou neutrões são corpos celestes supermassivos, ultracompactos e com gravidade extremamente alta.A partir de estudos teóricos e observações astronômicas, sabe-se que a densidade no centro destas estrelas é enorme, da ordem de 1015 g/cm³.Devido à alta gravidade superficial, os feixes de luz que passam próximos a algumas estrelas de nêutrons são desviados, ocasionando distorções visuais, muitas vezes aberrações cromáticas ou o efeito chamado de lente gravitacional.Estrelas de nêutrons são um dos possíveis estágios finais na vida de uma estrela. Elas são criadas quando estrelas com massa maior a oito vezes a do Sol esgotam sua energia nuclear e passam por uma explosão de supernova.Essa explosão ejeta as camadas mais externas da estrela, formando um remanescente de supernova. Instantes antes da explosão, a região central da estrela se contrai com a gravidade, fazendo com que elétrons sejam empurrados para os núcleos dos átomos e se combinem com prótons formando nêutrons, sendo a razão do nome "estrela de nêutrons".
  • 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, supernova 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 indar elektromagnetikoak ezin baitu bere egitura mantendu, eta grabitatearen indarrak nukleo hori gero eta gehiago konprimatzera 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 elektromagnetikoa galtzen eta neutroiak (karga elektromagnetikorik 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 barionen arteko aldaratze-indarrari esker.Neutroi-izar arrunt batek 1,35 eta 2,1 arteko eguzki-masa dauzka, eta 20 eta 10 km arteko erradioa.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 16692 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 40975 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 245 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 110535692 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:commons
  • Category:Neutron stars
prop-fr:fr
  • Christopher Pethick
  • RX J1856.5-3754
prop-fr:lang
  • de
  • en
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
prop-fr:wiktionary
  • étoile à neutrons
dcterms:subject
rdfs:comment
  • 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 d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova.
  • Een neutronenster is het eindstadium van een ster waarvan de kernmassa voor de implosie tussen 1,4 en 3 maal die van de zon bedraagt. Omdat aan het eind van de levensduur tijdens het supernovastadium van de ster een aanzienlijk deel van de massa wordt weggeblazen is de neutronenster zelf wat minder zwaar. De straal is in de orde van grootte van 10 kilometer.
  • Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu 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 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton .
  • Neutronová hvězda je závěrečným stádiem vývoje hvězdy. Vzniká jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu II, typu Ib nebo Ic.
  • Nötron yıldızı veya Ilıncık yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı dev bir yıldız Tip II, Tip Ib veya Tip Ic bir süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur.
  • 中性子星(ちゅうせいしせい、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。中性子星は質量が太陽程度、半径10km程度、大気の厚さは1m程度で、中性子が主な成分の天体である。密度は太陽の密度の1014倍以上もあるとされている。具体的な数値で表すと1cm³当たりで10億tとその桁外れに大きい密度のため、中性子星表面での重力は地球の重力の2×1011倍もの大きさがあり、脱出速度は光速の1/3に達する。中性子星は大質量の恒星の超新星爆発によってその中心核から作られるが、中性子星として存在できる質量にはトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界と呼ばれる上限値があり、それを超えるとブラックホールとなる。上限の質量は、太陽質量の1.5倍から2.5倍の範囲にあると考えられている。下限は太陽質量の0.1倍から0.2倍程度[1]。重力崩壊によって非常にコンパクトに圧縮された結果として、角運動量保存の法則によって元の恒星よりも遥かに高速に回転しており、典型的な自転周期は30秒から1/100秒である。中性子星に強い磁気がある場合、その磁極から電磁波を出しているが、2つの磁極(地球でいう地磁気上の北極と南極)を結ぶ線が自転軸と一致していない場合、中性子星の自転により電磁波が放出する方向を変えながら放たれるパルサーとなる。中性子星自身は可視光線を発していないため、パルサーとして実在が確認された。中性子星は、中性子から成る大きな原子核のような物である。原子核では、陽子と中性子がだいぶ自由に動ける状態のため、液体といってもそれほど間違いはないような状態である。したがって中性子星では、その兆大な密度のため液体状態を超えた超流動状態になっていると考えられている。
  • As estrelas de nêutrons ou neutrões são corpos celestes supermassivos, ultracompactos e com gravidade extremamente alta.A partir de estudos teóricos e observações astronômicas, sabe-se que a densidade no centro destas estrelas é enorme, da ordem de 1015 g/cm³.Devido à alta gravidade superficial, os feixes de luz que passam próximos a algumas estrelas de nêutrons são desviados, ocasionando distorções visuais, muitas vezes aberrações cromáticas ou o efeito chamado de lente gravitacional.Estrelas de nêutrons são um dos possíveis estágios finais na vida de uma estrela.
  • Una stella di neutroni è una stella compatta il cui peso è sostenuto dalla pressione di neutroni liberi.Si tratta di una cosiddetta stella degenere.I neutroni sono costituenti del nucleo atomico e sono così chiamati in quanto elettricamente neutri. A differenza dei protoni, essi possono essere uniti a formare enormi nuclei fino a diverse volte la massa del Sole.
  • Неутронна звезда е най-често звезда в края на своята еволюция. Горната гранична стойност за масата на неутронните звезди е от порядъка на 2,5 - 3 слънчеви маси (граница на Толман - Опенхаймер - Волков). При нея веществото е подложено на такъв невероятен натиск, че налягането на електронния газ не е в състояние да спре гравитационния колапс. Атомните ядра се разпадат до протони и неутрони, а протоните се свързват с електроните и се превръщат в неутрони.
  • A neutron star is a type of stellar remnant that can result from the gravitational collapse of a massive star during a Type II, Type Ib or Type Ic supernova event. Neutron stars are the densest and tiniest stars known to exist in the universe; although having only the diameter of about 10 km (6 mi), they may have a mass of several times that of the Sun.
  • A neutroncsillagok nagy mennyiségű szabad neutront tartalmazó maradványcsillagok.Nagy sűrűségeknél a csillagok belsejében az atommagok befogják a szabad elektronokat, ezáltal neutronban gazdagabb atommagok keletkeznek. A 12≤A≤56 atommagok esetében ez a folyamat a 1011≤ρ≤1014 g/m³ sűrűségtartományban zajlik.
  • Нейтро́нная звезда́ — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10-20 километров.
  • Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo 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.
  • Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt mit einer extrem hohen Dichte und einem typischen Durchmesser von etwa 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 bis 3 Sonnenmassen. Er steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Massenklasse dar. Er besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen, die im Zentrum eine Dichte von etwa 1011 kg/cm³ bis zu 2,5·1012 kg/cm³ aufweist.
  • 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.
  • 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, supernova baten gisa eztanda egiten du. Eztanda horren ondoren, izarrak bere kanpo geruzak galtzen ditu eta izugarri dentsoa den metalezko nukleo bat geratzen da.
rdfs:label
  • Étoile à neutrons
  • Estrela de nêutrons
  • Estrella de neutrones
  • Estrella de neutrons
  • Gwiazda neutronowa
  • Neutroi-izar
  • Neutron star
  • Neutroncsillag
  • Neutronenster
  • Neutronenstern
  • Neutronová hvězda
  • Nötron yıldızı
  • Stella di neutroni
  • Нейтронная звезда
  • Неутронна звезда
  • 中性子星
  • 중성자별
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:knownFor of
is dbpedia-owl:wikiPageDisambiguates of
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-fr:renomméPour of
is foaf:primaryTopic of