Нейтронная звезда

Коллапсирующее ядро ​​массивной звезды

Центральная нейтронная звезда в сердце Крабовидной туманности

Излучение быстро вращающегося пульсара PSR B1509-58 заставляет близлежащий газ испускать рентгеновские лучи (золотые) и освещает остальную часть туманности , которая здесь видна в инфракрасном диапазоне (синий и красный).

Нейтронная звезда — это коллапсирующее ядро ​​массивной звезды-сверхгиганта . Она возникает в результате взрыва сверхновой массивной звезды в сочетании с гравитационным коллапсом , который сжимает ядро ​​сверх плотности белого карлика до плотности атомного ядра . За исключением черных дыр , нейтронные звезды являются самым маленьким и плотным известным классом звездных объектов. ^[1] Их радиус составляет порядка 10 километров (6 миль), а масса — около 1,4  M _☉ . ^[2] Звезды, которые коллапсируют в нейтронные звезды, имеют общую массу от 10 до 25 солнечных масс ( M _☉ ), или, возможно, больше для тех, которые особенно богаты элементами тяжелее водорода и гелия . ^[3]

После образования нейтронные звезды больше не генерируют активно тепло и со временем охлаждаются, но они все еще могут эволюционировать дальше посредством столкновений или аккреции . Большинство основных моделей для этих объектов подразумевают, что они состоят почти полностью из нейтронов , поскольку экстремальное давление заставляет электроны и протоны, присутствующие в обычной материи, объединяться в дополнительные нейтроны. Эти звезды частично поддерживаются против дальнейшего коллапса давлением вырождения нейтронов , так же как белые карлики поддерживаются против коллапса давлением вырождения электронов . Однако этого самого по себе недостаточно, чтобы удерживать объект за пределами 0,7  M ☉ ^{[4] [5]} , и отталкивающие ядерные силы все больше способствуют поддержанию более массивных нейтронных звезд. ^{[6] [7]} Если остаточная звезда имеет массу, превышающую предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова , который колеблется в диапазоне 2,2–2,9 M _☉ , сочетание давления вырождения и ядерных сил недостаточно для поддержания нейтронной звезды, заставляя ее коллапсировать и образовывать черную дыру . Самая массивная нейтронная звезда, обнаруженная на сегодняшний день, PSR J0952–0607 , по оценкам,2,35 ± 0,17  М _☉ . ^[8]

Недавно образованные нейтронные звезды могут иметь температуру поверхности в десять миллионов К или более. Однако, поскольку нейтронные звезды не генерируют нового тепла посредством синтеза, они неумолимо остывают после своего образования. Следовательно, данная нейтронная звезда достигает температуры поверхности в один миллион К, когда ей от тысячи до одного миллиона лет. ^[9] Более старые и еще более холодные нейтронные звезды все еще легко обнаружить. Например, хорошо изученная нейтронная звезда RX J1856.5−3754 имеет среднюю температуру поверхности около 434 000 К. ^[10] Для сравнения, Солнце имеет эффективную температуру поверхности 5780 К. ^[11]

Материал нейтронной звезды необычайно плотный : спичечный коробок обычного размера , содержащий материал нейтронной звезды, имел бы вес приблизительно 3 миллиарда тонн, что равно весу 0,5-кубического куска Земли (куба с ребрами около 800 метров) с поверхности Земли. ^{[12] [13]}

По мере того как ядро ​​звезды коллапсирует, скорость его вращения увеличивается из-за сохранения углового момента , поэтому новообразованные нейтронные звезды обычно вращаются со скоростью до нескольких сотен раз в секунду. Некоторые нейтронные звезды испускают пучки электромагнитного излучения, которые делают их обнаруживаемыми как пульсары, и открытие пульсаров Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюишем в 1967 году стало первым наблюдательным предположением о существовании нейтронных звезд. Самая быстро вращающаяся известная нейтронная звезда — PSR J1748−2446ad , вращающаяся со скоростью 716 раз в секунду ^{[14] [15]} или 43 000 оборотов в минуту , что дает линейную (тангенциальную) скорость на поверхности порядка 0,24 c (т. е. почти четверть скорости света ).

Считается, что в Млечном Пути около миллиарда нейтронных звезд [ 16 ^] и как минимум несколько сотен миллионов, эта цифра получена путем оценки количества звезд, которые подверглись взрывам сверхновых. ^[17] Однако многие из них существуют уже долгое время и значительно остыли. Эти звезды излучают очень мало электромагнитного излучения; большинство обнаруженных нейтронных звезд встречаются только в определенных ситуациях, когда они излучают, например, если они являются пульсарами или частью двойной системы. Медленно вращающиеся и неаккрецирующие нейтронные звезды трудно обнаружить из-за отсутствия электромагнитного излучения; однако с тех пор, как космический телескоп Хаббл обнаружил RX J1856.5−3754 в 1990-х годах, было обнаружено несколько близлежащих нейтронных звезд, которые, по-видимому, испускают только тепловое излучение.

Нейтронные звезды в двойных системах могут подвергаться аккреции, в этом случае они испускают большое количество рентгеновских лучей . Во время этого процесса вещество осаждается на поверхности звезд, образуя «горячие точки», которые спорадически можно идентифицировать как системы рентгеновских пульсаров . Кроме того, такие аккреции способны «перерабатывать» старые пульсары, заставляя их набирать массу и вращаться чрезвычайно быстро, образуя миллисекундные пульсары . Кроме того, такие двойные системы продолжают развиваться , и многие компаньоны в конечном итоге становятся компактными объектами, такими как белые карлики или нейтронные звезды, хотя другие возможности включают полное уничтожение компаньона посредством абляции или столкновения.

Изучение систем нейтронных звезд является центральным в гравитационно-волновой астрономии. Слияние двойных нейтронных звезд производит гравитационные волны и может быть связано с килоновыми и кратковременными гамма-всплесками . В 2017 году интерферометры LIGO и Virgo наблюдали GW170817 , первое прямое обнаружение гравитационных волн от такого события. ^[18] До этого косвенные доказательства существования гравитационных волн были получены путем изучения гравитационного излучения, излучаемого орбитальным распадом другого типа (неслитой) двойной нейтронной системы, пульсара Халса-Тейлора .

Формирование

Упрощенное представление образования нейтронных звезд

Любая звезда главной последовательности с начальной массой более 8  M ☉ (в восемь раз больше массы Солнца ) имеет потенциал стать нейтронной звездой. По мере того, как звезда эволюционирует от главной последовательности, звездный нуклеосинтез производит богатое железом ядро. Когда все ядерное топливо в ядре исчерпано, ядро ​​должно поддерживаться только давлением вырождения. Дальнейшие отложения массы от сгорания оболочки приводят к тому, что ядро ​​превышает предел Чандрасекара . Давление вырождения электронов преодолевается, и ядро ​​коллапсирует дальше, вызывая повышение температуры до более5 × 10 ⁹  K (5 миллиардов K). При этих температурах происходит фотораспад (распад ядер железа на альфа-частицы под действием гамма-лучей высокой энергии). По мере того, как температура ядра продолжает расти, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны посредством электронного захвата , высвобождая поток нейтрино . Когда плотности достигают ядерной плотности4 × 10 ¹⁷  кг/м ³ , комбинация сильного отталкивания и давления вырождения нейтронов останавливает сжатие. ^[19] Сжимающаяся внешняя оболочка звезды останавливается и быстро выбрасывается наружу потоком нейтрино, произведенных при создании нейтронов, что приводит к сверхновой и оставляет после себя нейтронную звезду. Однако, если остаток имеет массу больше, чем примерно 3  M _☉ , он вместо этого становится черной дырой. ^[20]

Когда ядро ​​массивной звезды сжимается во время сверхновой типа II или сверхновой типа Ib или типа Ic и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет большую часть своего углового момента . Поскольку она имеет лишь крошечную часть радиуса своей родительской звезды (резко уменьшая ее момент инерции ), нейтронная звезда формируется с очень высокой скоростью вращения, а затем, в течение очень длительного периода, она замедляется. Известны нейтронные звезды, периоды вращения которых составляют от примерно 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также дает ей очень высокую поверхностную гравитацию с типичными значениями в диапазоне от10 ¹² к10 ¹³  м/с ² (более10 ¹¹ раз больше, чем у Земли ). ^[21] Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что нейтронные звезды имеют скорость убегания , превышающую половину скорости света . ^[22] Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающую материю до огромной скорости, а приливные силы вблизи поверхности могут вызывать спагеттификацию . ^[22]

Характеристики

Уравнение состояния

Уравнение состояния нейтронных звезд в настоящее время неизвестно. Это связано с тем, что нейтронные звезды являются вторым по плотности известным объектом во Вселенной, только менее плотным, чем черные дыры. Экстремальная плотность означает, что нет возможности воспроизвести материал на Земле в лабораториях, что является способом проверки уравнений состояния для других вещей, таких как идеальные газы. Ближайшая нейтронная звезда находится на расстоянии многих парсеков, что означает, что нет возможности изучить ее напрямую. Хотя известно, что нейтронные звезды должны быть похожи на вырожденный газ , их нельзя моделировать строго как таковой (как белые карлики) из-за экстремальной гравитации. Общая теория относительности должна быть рассмотрена для уравнения состояния нейтронной звезды, потому что ньютоновская гравитация больше не достаточна в этих условиях. Также должны быть рассмотрены такие эффекты, как квантовая хромодинамика (КХД) , сверхпроводимость и сверхтекучесть .

При необычайно высоких плотностях нейтронных звезд обычная материя сжимается до ядерных плотностей. В частности, материя варьируется от ядер, погруженных в море электронов при низких плотностях во внешней коре, до все более богатых нейтронами структур во внутренней коре, до чрезвычайно богатой нейтронами однородной материи во внешнем ядре и, возможно, экзотических состояний материи при высоких плотностях во внутреннем ядре. ^[23]

Понимание природы материи, присутствующей в различных слоях нейтронных звезд, и фазовых переходов, которые происходят на границах слоев, является основной нерешенной проблемой фундаментальной физики. Уравнение состояния нейтронной звезды кодирует информацию о структуре нейтронной звезды и, таким образом, сообщает нам, как материя ведет себя при экстремальных плотностях, обнаруженных внутри нейтронных звезд. Ограничения на уравнение состояния нейтронной звезды затем дадут ограничения на то, как работает сильное взаимодействие стандартной модели , что будет иметь глубокие последствия для ядерной и атомной физики. Это делает нейтронные звезды естественными лабораториями для исследования фундаментальной физики.

Например, экзотические состояния, которые могут быть обнаружены в ядрах нейтронных звезд, являются типами КХД-материи . При экстремальных плотностях в центрах нейтронных звезд нейтроны разрушаются, порождая море кварков. Уравнение состояния этой материи регулируется законами квантовой хромодинамики , и поскольку КХД-материю невозможно получить ни в одной лаборатории на Земле, большая часть современных знаний о ней носит лишь теоретический характер.

Различные уравнения состояния приводят к различным значениям наблюдаемых величин. Хотя уравнение состояния напрямую связывает только плотность и давление, оно также приводит к вычислению наблюдаемых величин, таких как скорость звука, масса, радиус и числа Лява . Поскольку уравнение состояния неизвестно, существует много предложенных, таких как FPS, UU, APR, L и SLy, и это активная область исследований. При создании уравнения состояния можно учитывать различные факторы, такие как фазовые переходы.

Другой аспект уравнения состояния — это то, является ли оно мягким или жестким уравнением состояния. Это относится к тому, какое давление существует при определенной плотности энергии, и часто соответствует фазовым переходам. Когда материал собирается пройти через фазовый переход, давление будет иметь тенденцию к увеличению, пока он не перейдет в более комфортное состояние материи. Мягкое уравнение состояния будет иметь плавно растущее давление в зависимости от плотности энергии, в то время как жесткое будет иметь более резкий рост давления. В нейтронных звездах физики-ядерщики все еще проверяют, должно ли уравнение состояния быть жестким или мягким, и иногда оно меняется в пределах отдельных уравнений состояния в зависимости от фазовых переходов в модели. Это называется ужесточением или смягчением уравнения состояния, в зависимости от предыдущего поведения. Поскольку неизвестно, из чего состоят нейтронные звезды, в пределах уравнения состояния есть место для изучения различных фаз материи.

Плотность и давление

Нейтронные звезды имеют общую плотность3,7 × 10 ¹⁷ в5,9 × 10 ¹⁷  кг/м ³ (2,6 × 10 ¹⁴ в4,1 × 10 ¹⁴ раз больше плотности Солнца), ^[a] что сопоставимо с приблизительной плотностью атомного ядра3 × 10 ¹⁷  кг/м ³ . ^[24] Плотность увеличивается с глубиной, варьируясь от примерно1 × 10 ⁹  кг/м ³ в земной коре по оценкам6 × 10 ¹⁷ или8 × 10 ¹⁷  кг/м ³ глубже внутрь. ^[25] Давление соответственно увеличивается, примерно от3,2 × 10 ³¹  Па во внутренней коре1,6 × 10 ³⁴  Па в центре. ^[26]

Нейтронная звезда настолько плотная, что одна чайная ложка (5 миллилитров ) ее материала будет иметь массу более5,5 × 10 ¹²  кг , что примерно в 900 раз больше массы Великой пирамиды в Гизе . ^[b] Вся масса Земли при плотности нейтронной звезды уместилась бы в сфере диаметром 305 м, что примерно соответствует размеру телескопа Аресибо .

В научно-популярной литературе нейтронные звезды иногда описываются как макроскопические атомные ядра . Действительно, оба состояния состоят из нуклонов , и они имеют схожую плотность в пределах порядка величины. Однако в других отношениях нейтронные звезды и атомные ядра совершенно разные. Ядро удерживается вместе сильным взаимодействием , тогда как нейтронная звезда удерживается вместе гравитацией . Плотность ядра однородна, в то время как нейтронные звезды, как предсказывают, состоят из нескольких слоев с различным составом и плотностью. ^[27]

Текущие ограничения

Поскольку уравнения состояния нейтронных звезд приводят к различным наблюдаемым величинам, таким как различные соотношения масса-радиус, существует множество астрономических ограничений на уравнения состояния. Они в основном исходят от LIGO , ^[28] который является гравитационно-волновой обсерваторией, и NICER , ^[29] который является рентгеновским телескопом.

Наблюдения NICER за пульсарами в двойных системах, из которых можно оценить массу и радиус пульсара, могут ограничить уравнение состояния нейтронной звезды. Измерение пульсара PSR J0740+6620 в 2021 году позволило ограничить радиус нейтронной звезды с массой 1,4 массы Солнца до12.33+0,76
−0,8км с 95% достоверностью. ^[30] Эти ограничения массы-радиуса в сочетании с расчетами теории хирального эффективного поля ужесточают ограничения на уравнение состояния нейтронной звезды. ^[23]

Ограничения уравнения состояния из обнаружений гравитационных волн LIGO начинаются с исследователей ядерной и атомной физики, которые работают над предложением теоретических уравнений состояния (таких как FPS, UU, APR, L, SLy и других). Предложенные уравнения состояния затем могут быть переданы исследователям астрофизики, которые проводят моделирование слияний двойных нейтронных звезд . Из этих симуляций исследователи могут извлекать формы гравитационных волн , таким образом изучая связь между уравнением состояния и гравитационными волнами, испускаемыми слияниями двойных нейтронных звезд. Используя эти соотношения, можно ограничить уравнение состояния нейтронной звезды, когда наблюдаются гравитационные волны от слияний двойных нейтронных звезд. Прошлые численные релятивистские моделирования слияний двойных нейтронных звезд обнаружили связи между уравнением состояния и частотно-зависимыми пиками сигнала гравитационной волны, которые можно применить к обнаружениям LIGO . ^[31] Например, обнаружение LIGO слияния двойной нейтронной звезды GW170817 дало пределы приливной деформации двух нейтронных звезд, что значительно сократило семейство разрешенных уравнений состояния. ^[32] Будущие сигналы гравитационных волн с детекторами следующего поколения, такими как Cosmic Explorer, могут наложить дополнительные ограничения. ^[33]

Когда физики-ядерщики пытаются понять вероятность своего уравнения состояния, полезно сравнить его с этими ограничениями, чтобы увидеть, предсказывает ли оно нейтронные звезды с этими массами и радиусами. ^[34] Также есть недавняя работа по ограничению уравнения состояния скоростью звука через гидродинамику. ^[35]

Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова

Уравнение Толмена -Оппенгеймера-Волкова (TOV) можно использовать для описания нейтронной звезды. Уравнение является решением уравнений Эйнштейна из общей теории относительности для сферически симметричной, инвариантной во времени метрики. При заданном уравнении состояния решение уравнения приводит к наблюдаемым величинам, таким как масса и радиус. Существует много кодов, которые численно решают уравнение TOV для заданного уравнения состояния, чтобы найти соотношение массы и радиуса и другие наблюдаемые величины для этого уравнения состояния.

Следующие дифференциальные уравнения можно решить численно, чтобы найти наблюдаемые параметры нейтронной звезды: ^[36]

${\displaystyle {\frac {dp}{dr}}=-{\frac {G\epsilon (r)M(r)}{c^{2}r^{2}}}[1+{\frac {p(r)}{\epsilon (r)}}][1+{\frac {4\pi r^{3}p(r)}{M(r)c^{2}}}][1-{\frac {2GM(r)}{c^{2}r}}]}$

${\displaystyle {\frac {dM}{dr}}={\frac {4\pi r^{2}\epsilon (r)}{c^{2}}}}$

где  — гравитационная постоянная,  — давление,  — плотность энергии (находится из уравнения состояния),  — скорость света. ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle p(r)}$ ${\displaystyle \epsilon (r)}$ ${\displaystyle c}$

Зависимость массы от радиуса

Используя уравнения TOV и уравнение состояния, можно найти кривую масса-радиус. Идея заключается в том, что для правильного уравнения состояния каждая нейтронная звезда, которая могла бы существовать, лежала бы вдоль этой кривой. Это один из способов, с помощью которых уравнения состояния могут быть ограничены астрономическими наблюдениями. Чтобы создать эти кривые, нужно решить уравнения TOV для различных центральных плотностей. Для каждой центральной плотности вы численно решаете уравнения массы и давления, пока давление не станет равным нулю, что является внешней стороной звезды. Каждое решение дает соответствующую массу и радиус для этой центральной плотности.

Кривые масса-радиус определяют максимальную массу для данного уравнения состояния. На протяжении большей части кривой масса-радиус каждый радиус соответствует уникальному значению массы. В определенной точке кривая достигнет максимума и начнет снижаться, что приведет к повторяющимся значениям массы для разных радиусов. Эта максимальная точка и есть то, что известно как максимальная масса. За пределами этой массы звезда больше не будет стабильной, т. е. больше не сможет противостоять силе гравитации и схлопнется в черную дыру. Поскольку каждое уравнение состояния приводит к другой кривой масса-радиус, они также приводят к уникальному максимальному значению массы. Максимальное значение массы неизвестно, пока уравнение состояния остается неизвестным.

Это очень важно, когда дело доходит до ограничения уравнения состояния. Оппенгеймер и Волков придумали предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова, используя уравнение состояния вырожденного газа с уравнениями TOV, которое было ~0,7 солнечных масс. Поскольку нейтронные звезды, которые были обнаружены, массивнее этого, эта максимальная масса была отброшена. Самая последняя массивная нейтронная звезда, которая была обнаружена, была PSR J0952-0607 , которая была2,35 ± 0,17 солнечных масс. Любое уравнение состояния с массой меньше этой не предскажет эту звезду и, таким образом, имеет гораздо меньше шансов быть верным.

Интересным явлением в этой области астрофизики, связанным с максимальной массой нейтронных звезд, является то, что называется «разрывом масс». Разрыв масс относится к диапазону масс примерно от 2 до 5 солнечных масс, где наблюдалось очень мало компактных объектов. Этот диапазон основан на текущей предполагаемой максимальной массе нейтронных звезд (~2 солнечных массы) и минимальной массе черной дыры (~5 солнечных масс). ^[37] Недавно были обнаружены некоторые объекты, которые попадают в этот разрыв масс по данным обнаружения гравитационных волн. Если бы была известна истинная максимальная масса нейтронных звезд, это помогло бы характеризовать компактные объекты в этом диапазоне масс как нейтронные звезды или черные дыры.

Отношения I-Love-Q

Есть еще три свойства нейтронных звезд, которые зависят от уравнения состояния, но также могут наблюдаться астрономически: момент инерции , квадрупольный момент и число Лява . Момент инерции нейтронной звезды описывает, как быстро звезда может вращаться при фиксированном моменте вращения. Квадрупольный момент нейтронной звезды определяет, насколько сильно эта звезда деформируется из своей сферической формы. Число Лява нейтронной звезды показывает, насколько легко или трудно деформировать звезду из-за приливных сил , обычно важных в двойных системах.

Хотя эти свойства зависят от материала звезды и, следовательно, от уравнения состояния, между этими тремя величинами существует связь, которая не зависит от уравнения состояния. Эта связь предполагает медленное и равномерное вращение звезд и использует общую теорию относительности для вывода связи. Хотя эта связь не может добавить ограничений к уравнению состояния, поскольку она независима от уравнения состояния, она имеет другие приложения. Если одна из этих трех величин может быть измерена для конкретной нейтронной звезды, это отношение может быть использовано для нахождения двух других. Кроме того, это отношение может быть использовано для разрушения вырождений в обнаружениях гравитационно-волновыми детекторами квадрупольного момента и спина, что позволяет определить средний спин в пределах определенного уровня достоверности. ^[38]

Температура

Температура внутри недавно образовавшейся нейтронной звезды составляет около10 ¹¹ к10 ¹²  кельвинов . ^[25] Однако огромное количество нейтрино, которое она испускает, уносит так много энергии, что температура изолированной нейтронной звезды падает в течение нескольких лет примерно до10 ⁶  Кельвинов . ^[25] При этой более низкой температуре большая часть света, генерируемого нейтронной звездой, находится в рентгеновском диапазоне.

Некоторые исследователи предложили систему классификации нейтронных звезд, использующую римские цифры (не путать с классами светимости Йеркса для невырожденных звезд) для сортировки нейтронных звезд по их массе и скорости остывания: тип I для нейтронных звезд с низкой массой и скоростью остывания, тип II для нейтронных звезд с более высокой массой и скоростью остывания и предлагаемый тип III для нейтронных звезд с еще большей массой, приближающейся к 2  M _☉ , и с более высокой скоростью остывания и возможными кандидатами на экзотические звезды . ^[39]

Магнитное поле

Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд колеблется от ок. 10 ⁴ к10 ¹¹  тесла (Тл). ^[40] Это на порядки выше, чем в любом другом объекте: для сравнения, непрерывное поле 16 Тл было достигнуто в лаборатории и достаточно, чтобы поднять живую лягушку за счет диамагнитной левитации . Изменения в напряженности магнитного поля, скорее всего, являются основным фактором, который позволяет различать различные типы нейтронных звезд по их спектрам и объясняет периодичность пульсаров. ^[40]

Нейтронные звезды, известные как магнетары, обладают самыми сильными магнитными полями, в диапазоне10 ⁸ к10 ¹¹  T , ^[41] и стали широко принятой гипотезой для типов нейтронных звезд, мягких гамма-повторителей (SGR) ^[42] и аномальных рентгеновских пульсаров (AXP). ^[43] Плотность магнитной энергииПоле 10 ⁸  Тл является экстремальным, значительно превышающим плотность массы-энергии обычной материи. ^[c] Поля такой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что вакуум становится двупреломляющим . Фотоны могут сливаться или разделяться на две части, и производятся виртуальные пары частица-античастица. Поле изменяет уровни энергии электронов, и атомы загоняются в тонкие цилиндры. В отличие от обычного пульсара, замедление вращения магнетара может напрямую приводиться в действие его магнитным полем, и магнитное поле достаточно сильное, чтобы напрягать кору до точки разрушения. Разломы коры вызывают звездотрясения , наблюдаемые как чрезвычайно яркие миллисекундные всплески жесткого гамма-излучения. Огненный шар захватывается магнитным полем и появляется и исчезает из поля зрения, когда звезда вращается, что наблюдается как периодическое излучение мягкого гамма-повторителя (SGR) с периодом 5–8 секунд, которое длится несколько минут. ^[45]

Происхождение сильного магнитного поля пока неясно. ^[40] Одна из гипотез заключается в «замораживании потока» или сохранении первоначального магнитного потока во время формирования нейтронной звезды. ^[40] Если объект имеет определенный магнитный поток по своей площади поверхности, и эта площадь сжимается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, то магнитное поле соответственно увеличится. Аналогично, коллапсирующая звезда начинается с гораздо большей площади поверхности, чем результирующая нейтронная звезда, и сохранение магнитного потока приведет к гораздо более сильному магнитному полю. Однако это простое объяснение не полностью объясняет напряженность магнитного поля нейтронных звезд. ^[40]

Гравитация

Гравитационное отклонение света на нейтронной звезде. Из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности (каждый участок сетки представляет собой 30 на 30 градусов). ^[46] В натуральных единицах масса этой звезды равна 1, а ее радиус равен 4, или удвоенному радиусу Шварцшильда . ^[46]

Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет околоВ 2 × 10 ¹¹ раз сильнее, чем на Земле , примерно2,0 × 10 ¹²  м/с ² . ^[47] Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и искривляет излучение, испускаемое нейтронной звездой, так что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми. ^[46] Если радиус нейтронной звезды составляет 3 ГМ / c ² или меньше, то фотоны могут быть захвачены на орбите , таким образом делая всю поверхность этой нейтронной звезды видимой с одной точки наблюдения, а также дестабилизируя фотонные орбиты на расстоянии 1 радиуса звезды или ниже.

Часть массы звезды, которая коллапсирует, образуя нейтронную звезду, высвобождается при взрыве сверхновой, из которой она образуется (из закона эквивалентности массы и энергии, ^E = mc2 ) . Энергия исходит из гравитационной энергии связи нейтронной звезды.

Следовательно, гравитационная сила типичной нейтронной звезды огромна. Если бы объект упал с высоты одного метра на нейтронную звезду радиусом 12 километров, он достиг бы земли со скоростью около 1400 километров в секунду. ^[48] Однако еще до удара приливная сила вызвала бы спагеттификацию , разбивая любой обычный объект в поток материала.

Из-за огромной гравитации замедление времени между нейтронной звездой и Землей является значительным. Например, на поверхности нейтронной звезды может пройти восемь лет, а на Земле прошло бы десять лет, не считая эффекта замедления времени из-за очень быстрого вращения звезды. ^[49]

Релятивистские уравнения состояния нейтронной звезды описывают связь радиуса и массы для различных моделей. ^[50] Наиболее вероятные радиусы для данной массы нейтронной звезды заключены в скобки моделей AP4 (наименьший радиус) и MS2 (наибольший радиус). E _B — это отношение массы гравитационной энергии связи, эквивалентной наблюдаемой гравитационной массе нейтронной звезды M килограммов с радиусом R метров, ^[51] Приведенные текущие значения $${\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}}$$ $${\displaystyle \beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}}$$

• ${\displaystyle G=6.67408\times 10^{-11}\,{\text{m}}^{3}{\text{kg}}^{-1}{\text{s}}^{-2}}$^[52]
• ${\displaystyle c=2.99792458\times 10^{8}\,{\text{m}}/{\text{s}}}$^[52]
• ${\displaystyle M_{\odot }=1.98855\times 10^{30}\,{\text{kg}}}$

и массы звезд "M" обычно представляются как кратные одной солнечной массе, тогда релятивистская дробная энергия связи нейтронной звезды равна $${\displaystyle M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}}$$ $${\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {886.0\,M_{x}}{R_{\left[{\text{in meters}}\right]}-738.3\,M_{x}}}}$$

Нейтронная звезда массой 2  M _☉ не будет компактнее радиуса 10 970 метров (модель AP4). Тогда ее массовая доля гравитационной энергии связи составит 0,187, −18,7% (экзотермическая). Это не близко к 0,6/2 = 0,3, −30%.

Структура

Поперечное сечение нейтронной звезды. Плотности выражаются через ρ _{0 —} плотность насыщения ядерной материи , где нуклоны начинают соприкасаться.

Текущее понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но некоторые детали можно вывести с помощью исследований колебаний нейтронных звезд . Астросейсмология , исследование, применяемое к обычным звездам, может раскрыть внутреннюю структуру нейтронных звезд, анализируя наблюдаемые спектры звездных колебаний. ^[21]

Текущие модели показывают, что материя на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер, сжатых в твердую решетку с морем электронов, текущих через зазоры между ними. Возможно, что ядра на поверхности являются железом , из-за высокой энергии связи железа на нуклон. ^[53] Также возможно, что тяжелые элементы, такие как железо, просто тонут под поверхностью, оставляя только легкие ядра, такие как гелий и водород . ^[53] Если температура поверхности превышает10 ⁶  кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой, как это может быть в более холодных нейтронных звездах (температура <10 ⁶  кельвинов ). ^[53]

Предполагается, что «атмосфера» нейтронной звезды имеет толщину не более нескольких микрометров, а ее динамика полностью контролируется магнитным полем нейтронной звезды. Под атмосферой находится твердая «кора». Эта кора чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальными неровностями поверхности порядка миллиметров или меньше) из-за экстремального гравитационного поля. ^{[54] [55]}

Двигаясь внутрь, мы сталкиваемся с ядрами с постоянно растущим числом нейтронов; такие ядра быстро распадались бы на Земле, но остаются стабильными благодаря огромному давлению. Поскольку этот процесс продолжается на увеличивающихся глубинах, нейтронная капля становится подавляющей, и концентрация свободных нейтронов быстро увеличивается.

После взрыва сверхновой звезды- сверхгиганта из остатков рождаются нейтронные звезды. Нейтронная звезда состоит в основном из нейтронов (нейтральных частиц) и содержит небольшую долю протонов (положительно заряженных частиц) и электронов (отрицательно заряженных частиц), а также ядер. При чрезвычайной плотности нейтронной звезды многие нейтроны являются свободными нейтронами, то есть они не связаны в атомных ядрах и свободно перемещаются внутри плотного вещества звезды, особенно в самых плотных областях звезды — внутренней коре и ядре. В течение жизни звезды, по мере увеличения ее плотности, энергия электронов также увеличивается, что генерирует больше нейтронов. ^[56]

В нейтронных звездах нейтронная капля является точкой перехода, в которой ядра становятся настолько богатыми нейтронами, что они больше не могут удерживать дополнительные нейтроны, что приводит к образованию моря свободных нейтронов. Море нейтронов, образованное после нейтронной капли, обеспечивает дополнительную поддержку давления, которая помогает поддерживать структурную целостность звезды и предотвращает гравитационный коллапс. Нейтронная капля происходит во внутренней коре нейтронной звезды и начинается, когда плотность становится настолько высокой, что ядра больше не могут удерживать дополнительные нейтроны. ^[57]

В начале нейтронного капельного течения давление в звезде от нейтронов, электронов и общее давление примерно равны. По мере увеличения плотности нейтронной звезды ядра распадаются, и нейтронное давление звезды становится доминирующим. Когда плотность достигает точки, в которой ядра соприкасаются и впоследствии сливаются, они образуют жидкость нейтронов с вкраплениями электронов и протонов. Этот переход отмечает нейтронное капельное течение, где доминирующее давление в нейтронной звезде смещается от вырожденных электронов к нейтронам.

При очень высоких плотностях давление нейтронов становится основным давлением, удерживающим звезду, при этом нейтроны являются нерелятивистскими (движутся медленнее скорости света) и чрезвычайно сжатыми. Однако при чрезвычайно высоких плотностях нейтроны начинают двигаться с релятивистскими скоростями (близкими к скорости света). Эти высокие скорости значительно увеличивают общее давление звезды, изменяя состояние равновесия звезды и потенциально приводя к образованию экзотических состояний материи.

В этой области находятся ядра, свободные электроны и свободные нейтроны. Ядра становятся все меньше (гравитация и давление подавляют сильное взаимодействие ), пока не будет достигнуто ядро, по определению точка, где в основном существуют нейтроны. Ожидаемая иерархия фаз ядерного вещества во внутренней коре была охарактеризована как « ядерная паста », с меньшим количеством пустот и более крупными структурами в направлении более высоких давлений. ^[58] Состав сверхплотного вещества в ядре остается неопределенным. Одна модель описывает ядро ​​как сверхтекучее нейтронно-вырожденное вещество (в основном нейтроны, с некоторым количеством протонов и электронов). Возможны более экзотические формы вещества, включая вырожденное странное вещество (содержащее странные кварки в дополнение к верхним и нижним кваркам ), вещество, содержащее высокоэнергетические пионы и каоны в дополнение к нейтронам, ^[21] или сверхплотное кварково-вырожденное вещество .

Радиация

Анимация вращающегося пульсара. Сфера в середине представляет нейтронную звезду, кривые указывают на линии магнитного поля, а выступающие конусы представляют собой зоны излучения.

Пульсары

Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитному излучению . Нейтронные звезды обычно наблюдаются по пульсирующим радиоволнам и другому электромагнитному излучению, а нейтронные звезды, наблюдаемые с помощью импульсов, называются пульсарами.

Считается, что излучение пульсаров вызвано ускорением частиц вблизи их магнитных полюсов , которые не обязательно должны быть совмещены с осью вращения нейтронной звезды. Считается, что большое электростатическое поле накапливается вблизи магнитных полюсов, что приводит к эмиссии электронов . ^[59] Эти электроны магнитно ускоряются вдоль линий поля, что приводит к излучению кривизны , при этом излучение сильно поляризовано по направлению к плоскости кривизны. ^[59] Кроме того, высокоэнергетические фотоны могут взаимодействовать с низкоэнергетическими фотонами и магнитным полем для образования пар электрон-позитрон , что через аннигиляцию электронов и позитронов приводит к появлению дополнительных высокоэнергетических фотонов. ^[59]

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, можно описать как магнитосферное излучение , по отношению к магнитосфере нейтронной звезды. ^[60] Его не следует путать с магнитным дипольным излучением , которое испускается из-за того, что магнитная ось не совпадает с осью вращения, с частотой излучения, такой же, как частота вращения нейтронной звезды. ^[59]

Если ось вращения нейтронной звезды отличается от магнитной оси, внешние наблюдатели будут видеть эти пучки излучения только тогда, когда магнитная ось указывает на них во время вращения нейтронной звезды. Поэтому наблюдаются периодические импульсы, с той же скоростью, что и вращение нейтронной звезды.

В мае 2022 года астрономы сообщили о сверхдлиннопериодической радиоизлучающей нейтронной звезде PSR J0901-4046 , свойства спина которой отличаются от свойств известных нейтронных звезд. ^[61] Неясно, как генерируется ее радиоизлучение, и это ставит под сомнение современное понимание того, как эволюционируют пульсары. ^[62]

Непульсирующие нейтронные звезды

В дополнение к пульсарам, также были идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя они могут иметь незначительные периодические изменения светимости. ^{[63] [64]} Это, по-видимому, является характеристикой рентгеновских источников, известных как центральные компактные объекты в остатках сверхновых (ЦКО в остатках сверхновых), которые, как полагают, являются молодыми, радиотихими изолированными нейтронными звездами. ^[63]

Спектры

В дополнение к радиоизлучению нейтронные звезды также были идентифицированы в других частях электромагнитного спектра . Это включает в себя видимый свет , ближний инфракрасный , ультрафиолетовый , рентгеновские лучи и гамма-лучи . ^[60] Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как рентгеновские пульсары, если они питаются от аккреции , в то время как те, которые идентифицированы в видимом свете, известны как оптические пульсары . Большинство обнаруженных нейтронных звезд, включая те, которые идентифицированы в оптических, рентгеновских и гамма-лучах, также излучают радиоволны; ^[65] Крабовидный пульсар производит электромагнитное излучение по всему спектру. ^[65] Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиотихими нейтронными звездами , у которых не обнаружено радиоизлучения. ^[66]

Вращение

Нейтронные звезды вращаются чрезвычайно быстро после своего образования из-за сохранения углового момента; по аналогии с вращающимися фигуристами, которые тянут руки, медленное вращение ядра исходной звезды ускоряется по мере его сжатия. Новорожденная нейтронная звезда может вращаться много раз в секунду.

Спин вниз

P – P -точечная диаграмма для известных пульсаров, работающих от вращения (красный), аномальных рентгеновских пульсаров (зеленый), пульсаров с высокой энергией излучения (синий) и двойных пульсаров (розовый)

Со временем нейтронные звезды замедляются, так как их вращающиеся магнитные поля в действительности излучают энергию, связанную с вращением; более старые нейтронные звезды могут тратить несколько секунд на каждый оборот. Это называется замедлением вращения . Скорость, с которой нейтронная звезда замедляет свое вращение, обычно постоянна и очень мала.

Периодическое время ( P ) — это период вращения , время одного оборота нейтронной звезды. Скорость замедления вращения, скорость замедления вращения, обозначается символом ( P -точка), производной P по времени. Она определяется как периодическое увеличение времени за единицу времени; это безразмерная величина , но ей можно присвоить единицы с⋅с ⁻¹ ( секунды в секунду). ^[59] ${\displaystyle {\dot {P}}}$

Скорость замедления вращения ( P -точка) нейтронных звезд обычно находится в диапазоне10 ⁻²² до10 ⁻⁹  с⋅с ⁻¹ , причем наблюдаемые нейтронные звезды с более коротким периодом (или более быстрым вращением) обычно имеют меньшую P -точку. По мере старения нейтронной звезды ее вращение замедляется (по мере увеличения P ); в конечном итоге скорость вращения станет слишком медленной для питания механизма радиоизлучения, и нейтронную звезду больше нельзя будет обнаружить. ^[59]

P и P -точки позволяют оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд. ^[59] P и P -точки также могут быть использованы для расчета характерного возраста пульсара, но дают оценку, которая несколько больше истинного возраста, когда она применяется к молодым пульсарам. ^[59]

P и P -точка также могут быть объединены с моментом инерции нейтронной звезды для оценки величины, называемой светимостью при вращении вниз , которая обозначается символом ( E -точка). Это не измеренная светимость, а скорее рассчитанная скорость потери вращательной энергии, которая проявится как излучение. Для нейтронных звезд, где светимость при вращении вниз сопоставима с фактической светимостью , говорят, что нейтронные звезды « питаются вращением ». ^{[59] [60]} Наблюдаемая светимость пульсара в Крабовидной галактике сравнима со светимостью при вращении вниз, что подтверждает модель, согласно которой кинетическая энергия вращения питает его излучение. ^[59] В случае нейтронных звезд, таких как магнетары, где фактическая светимость превышает светимость при вращении вниз примерно в сто раз, предполагается, что светимость питается магнитной диссипацией, а не вращением. ^[67] ${\displaystyle {\dot {E}}}$

P и P -точки также могут быть нанесены на график для нейтронных звезд, чтобы создать диаграмму P – P -точек. Она кодирует огромное количество информации о популяции пульсаров и ее свойствах и была сравнима с диаграммой Герцшпрунга-Рассела по ее важности для нейтронных звезд. ^[59]

Раскрутить

Компьютерная симуляция, изображающая нейтронную звезду с аккреционным диском, испускающую рентгеновские лучи через магнитную ось.

Скорость вращения нейтронной звезды может увеличиваться, этот процесс называется spin up. Иногда нейтронные звезды поглощают вращающееся вещество от звезд-компаньонов, увеличивая скорость вращения и преобразуя нейтронную звезду в сплющенный сфероид . Это приводит к увеличению скорости вращения нейтронной звезды более чем в сто раз в секунду в случае миллисекундных пульсаров.

Самая быстро вращающаяся нейтронная звезда, известная в настоящее время, PSR J1748-2446ad , вращается со скоростью 716 оборотов в секунду. ^[68] В статье 2007 года сообщалось об обнаружении рентгеновского всплеска колебаний, который обеспечивает косвенную меру спина, 1122  Гц от нейтронной звезды XTE J1739-285 , ^[69] предполагая 1122 оборота в секунду. Однако в настоящее время этот сигнал был замечен только один раз и должен рассматриваться как предварительный, пока не будет подтвержден другим всплеском от этой звезды.

Глюки и звездотрясения

Художественное представление НАСА о « звездотрясении » или «звездном землетрясении»

Иногда нейтронная звезда испытывает сбой , внезапное небольшое увеличение скорости вращения или ускорение. ^[70] Сбои считаются следствием звездотрясения — по мере замедления вращения нейтронной звезды ее форма становится более сферической. Из-за жесткости «нейтронной» коры это происходит как дискретные события, когда кора разрывается, создавая звездотрясение, похожее на землетрясения. После звездотрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, и поскольку угловой момент сохраняется, ее скорость вращения увеличивается.

Звездотрясения, происходящие в магнетарах и приводящие к сбоям, являются ведущей гипотезой для источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-повторители. ^[42]

Однако недавние исследования показывают, что звездотрясение не выделит достаточно энергии для сбоя нейтронной звезды; было высказано предположение, что сбои могут быть вызваны переходами вихрей в теоретическом сверхтекучем ядре нейтронной звезды из одного метастабильного энергетического состояния в более низкое, тем самым высвобождая энергию, которая проявляется как увеличение скорости вращения. ^{[71] [70]}

Анти-глюки

Также сообщалось об анти-сбое, внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. ^{[72] [73]} Это произошло в магнетаре 1E 2259+586, что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости замедления вращения. Текущие модели нейтронных звезд не предсказывают такое поведение. Если причина была внутренней, это предполагает дифференциальное вращение твердой внешней коры и сверхтекучего компонента внутренней структуры магнетара. ^{[72] [70]}

Население и расстояния

В настоящее время в Млечном Пути и Магеллановых Облаках известно около 3200 нейтронных звезд , большинство из которых были обнаружены как радиопульсары. Нейтронные звезды в основном сосредоточены вдоль диска Млечного Пути, хотя распространение перпендикулярно диску велико, поскольку процесс взрыва сверхновой может придать высокие поступательные скорости (400 км/с) новообразованной нейтронной звезде.

Некоторые из ближайших известных нейтронных звезд — RX J1856.5−3754, которая находится примерно в 400 световых годах от Земли, и PSR J0108−1431 примерно в 424 световых годах. ^[74] RX J1856.5-3754 является членом тесной группы нейтронных звезд, называемой Великолепной семёркой . Другая близлежащая нейтронная звезда, которая была обнаружена проходящей на фоне созвездия Малой Медведицы, была прозвана ее канадскими и американскими первооткрывателями Кальверой в честь злодея из фильма 1960 года Великолепная семёрка . Этот быстро движущийся объект был обнаружен с помощью каталога ярких источников ROSAT .

Нейтронные звезды можно обнаружить с помощью современных технологий только на самых ранних стадиях их жизни (почти всегда менее 1 миллиона лет), и их значительно меньше, чем более старых нейтронных звезд, которые можно обнаружить только по их излучению черного тела и гравитационному воздействию на другие звезды.

Двойные нейтронные звездные системы

Circinus X-1 : рентгеновские световые кольца от двойной нейтронной звезды (24 июня 2015 г.; рентгеновская обсерватория Чандра )

Около 5% всех известных нейтронных звезд являются членами двойной системы . Формирование и эволюция двойных нейтронных звезд ^[75] и двойных нейтронных звезд ^[76] может быть сложным процессом. Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звездами главной последовательности , красными гигантами , белыми карликами или другими нейтронными звездами. Согласно современным теориям эволюции двойных звезд, ожидается, что нейтронные звезды также существуют в двойных системах с черными дырами-компаньонами. Слияние двойных систем, содержащих две нейтронные звезды или нейтронную звезду и черную дыру, наблюдалось посредством излучения гравитационных волн . ^{[77] [78]}

Рентгеновские двойные звезды

Двойные системы, содержащие нейтронные звезды, часто испускают рентгеновские лучи, которые испускаются горячим газом, падающим на поверхность нейтронной звезды. Источником газа является звезда-компаньон, внешние слои которой могут быть сорваны гравитационной силой нейтронной звезды, если две звезды находятся достаточно близко. По мере того, как нейтронная звезда аккрецирует этот газ, ее масса может увеличиваться; если аккрецируется достаточно массы, нейтронная звезда может коллапсировать в черную дыру. ^[79]

Слияния и нуклеосинтез двойных нейтронных звезд

Четыре снимка из компьютерного моделирования слияния нейтронных звезд. По часовой стрелке, сверху слева:

1. Две нейтронные звезды вступают в первый контакт
2. Огромные приливные силы начинают разрушать внешние слои нейтронных звезд.
3. Нейтронные звезды полностью разрушены приливными силами
4. Образуется черная дыра, окруженная аккреционным диском.

Расстояние между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе сокращается по мере испускания гравитационных волн . ^[80] В конечном итоге нейтронные звезды вступают в контакт и сливаются. Слияние двойных нейтронных звезд является одной из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков . Убедительное доказательство этой модели было получено в результате наблюдения килоновой, связанной с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B, ^[81] и было окончательно подтверждено обнаружением гравитационной волны GW170817 и короткого GRB 170817A LIGO , Virgo и 70 обсерваториями , охватывающими электромагнитный спектр, наблюдающими за событием. ^{[82] [83] [84] [85]} Считается, что свет, испускаемый килоновой, возникает в результате радиоактивного распада материала, выброшенного при слиянии двух нейтронных звезд. Слияние на мгновение создает среду такого экстремального потока нейтронов, что может произойти r -процесс ; это — в отличие от нуклеосинтеза сверхновых — может быть ответственно за производство около половины изотопов в химических элементах за пределами железа . ^[86]

Планеты

Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты . Они могут быть исходными, циркумбинарными , захваченными или результатом второго раунда формирования планет. Пульсары также могут срывать атмосферу со звезды, оставляя остаток планетарной массы, который можно понимать как хтоническую планету или звездный объект в зависимости от интерпретации. Для пульсаров такие пульсарные планеты можно обнаружить с помощью метода пульсарного хронометража , который обеспечивает высокую точность и обнаружение гораздо меньших планет, чем с помощью других методов. Было окончательно подтверждено существование двух систем. Первыми когда-либо обнаруженными экзопланетами были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор вокруг PSR B1257+12 , открытые в 1992–1994 годах. Из них Драугр является самой маленькой экзопланетой из когда-либо обнаруженных, ее масса в два раза больше массы Луны. Другая система — PSR B1620−26 , где двойная планета вращается вокруг двойной системы нейтронная звезда-белый карлик. Также есть несколько неподтвержденных кандидатов. Планеты-пульсары получают мало видимого света, но огромное количество ионизирующего излучения и высокоэнергетического звездного ветра, что делает их довольно враждебной средой для жизни, как это понимается в настоящее время.

История открытий

Первое прямое наблюдение изолированной нейтронной звезды в видимом свете. Нейтронная звезда — RX J1856.5−3754.

На заседании Американского физического общества в декабре 1933 года (материалы были опубликованы в январе 1934 года) Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили существование нейтронных звезд, ^{[87] [d]} менее чем через два года после открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком . ^[90] В поисках объяснения происхождения сверхновой они предварительно предположили, что при взрывах сверхновых обычные звезды превращаются в звезды, состоящие из чрезвычайно плотно упакованных нейтронов, которые они назвали нейтронными звездами. Бааде и Цвикки правильно предположили в то время, что высвобождение гравитационной энергии связи нейтронных звезд питает сверхновую: «В процессе сверхновой масса в целом уничтожается». Считалось, что нейтронные звезды слишком слабы, чтобы их можно было обнаружить, и с ними было проведено мало исследований до ноября 1967 года, когда Франко Пачини указал, что если нейтронные звезды вращаются и имеют большие магнитные поля, то будут испускаться электромагнитные волны. Он не знал, что радиоастроном Энтони Хьюиш и его аспирантка Джоселин Белл из Кембриджа вскоре зафиксируют радиоимпульсы от звезд, которые, как теперь полагают, представляют собой сильно намагниченные, быстро вращающиеся нейтронные звезды, известные как пульсары.

В 1965 году Энтони Хьюиш и Сэмюэл Окойе обнаружили «необычный источник высокой температуры радиояркости в Крабовидной туманности ». ^[91] Этим источником оказался Крабовидный пульсар, возникший в результате взрыва большой сверхновой в 1054 году .

В 1967 году Иосиф Шкловский исследовал рентгеновские и оптические наблюдения Скорпиона X-1 и сделал правильный вывод, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции . ^[92]

В 1967 году Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш обнаружили регулярные радиоимпульсы от PSR B1919+21 . Этот пульсар позже был интерпретирован как изолированная вращающаяся нейтронная звезда. Источником энергии пульсара является энергия вращения нейтронной звезды. Большинство известных нейтронных звезд (около 2000 по состоянию на 2010 год) были обнаружены как пульсары, испускающие регулярные радиоимпульсы.

В 1968 году Ричард В. Э. Лавлейс и его коллеги с помощью обсерватории Аресибо открыли период мс пульсара в Крабовидной галактике . ^{[93] [94]} После этого открытия ученые пришли к выводу, что пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звезды . ^[95] До этого многие ученые считали, что пульсары представляют собой пульсирующие белые карлики . ${\displaystyle P\!\approx 33}$

В 1971 году Риккардо Джаккони , Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили 4,8-секундные пульсации в рентгеновском источнике в созвездии Центавра , Cen X-3 . ^[96] Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источник энергии является гравитационным и возникает из-за дождя газа, падающего на поверхность нейтронной звезды от звезды-компаньона или межзвездной среды .

В 1974 году Энтони Хьюишу была присуждена Нобелевская премия по физике «за решающую роль в открытии пульсаров» без участия Джослин Белл , которая участвовала в открытии. ^[97]

В 1974 году Джозеф Тейлор и Рассел Халс открыли первый двойной пульсар, PSR B1913+16 , который состоит из двух нейтронных звезд (одна из которых рассматривается как пульсар), вращающихся вокруг своего центра масс. Общая теория относительности Альберта Эйнштейна предсказывает , что массивные объекты на коротких двойных орбитах должны испускать гравитационные волны , и, таким образом, их орбита должна со временем затухать. Это действительно наблюдалось, точно так, как предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году Тейлор и Халс были удостоены Нобелевской премии по физике за это открытие. ^[98]

В 1982 году Дон Бэкер и его коллеги открыли первый миллисекундный пульсар, PSR B1937+21 . ^[99] Этот объект вращается со скоростью 642 раза в секунду, что накладывает фундаментальные ограничения на массу и радиус нейтронных звезд. Позднее было открыто много миллисекундных пульсаров, но PSR B1937+21 оставался самым быстровращающимся известным пульсаром в течение 24 лет, пока не был открыт PSR J1748-2446ad (который вращается со скоростью ~716 раз в секунду).

В 2003 году Марта Бергай и ее коллеги открыли первую двойную систему нейтронных звезд, в которой оба компонента обнаруживаются как пульсары, PSR J0737−3039 . ^[100] Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных проверок общей теории относительности, некоторые из которых с беспрецедентной точностью.

В 2010 году Пол Деморест и его коллеги измерили массу миллисекундного пульсара PSR J1614−2230, которая составила1,97 ± 0,04  M _☉ , с использованием задержки Шапиро . ^[101] Это было существенно выше, чем любая ранее измеренная масса нейтронной звезды (1,67  M _☉ , см. PSR J1903+0327 ), и накладывает строгие ограничения на внутренний состав нейтронных звезд.

В 2013 году Джон Антониадис и его коллеги измерили массу PSR J0348+0432, которая составила2,01 ± 0,04  M _☉ , с использованием спектроскопии белого карлика. ^[102] Это подтвердило существование таких массивных звезд с использованием другого метода. Более того, это позволило впервые проверить общую теорию относительности с использованием такой массивной нейтронной звезды.

В августе 2017 года LIGO и Virgo впервые обнаружили гравитационные волны, создаваемые сталкивающимися нейтронными звездами ( GW170817 ), ^[103] , что привело к дальнейшим открытиям в области нейтронных звезд.

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B , гамма-всплеск , обнаруженный в 2015 году, может быть напрямую связан с историческим GW170817 и ассоциирован со слиянием двух нейтронных звезд . Сходство между двумя событиями с точки зрения гамма-излучения , оптического и рентгеновского излучения, а также природы связанных родительских галактик «поразительно», что позволяет предположить, что оба эти отдельных события могут быть результатом слияния нейтронных звезд, и оба могут быть килоновой , которая может быть более распространена во Вселенной, чем считалось ранее, по словам исследователей. ^{[104] [105] [106] [107]}

В июле 2019 года астрономы сообщили, что был предложен новый метод определения постоянной Хаббла и устранения несоответствия более ранних методов, основанный на слияниях пар нейтронных звезд, после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817. ^{[108] [109]} Их измерение постоянной Хаббла70.3+5,3
−5,0(км/с)/Мпк. ^[110]

Исследование, проведенное в 2020 году аспирантом Университета Саутгемптона Фабианом Гиттинсом, показало, что поверхностные неровности («горы») могут быть высотой всего лишь доли миллиметра (около 0,000003% от диаметра нейтронной звезды), что в сотни раз меньше, чем предсказывалось ранее, что может иметь последствия для обнаружения гравитационных волн от вращающихся нейтронных звезд. ^{[55] [111] [112]}

Используя JWST , астрономы идентифицировали нейтронную звезду в остатках взрыва сверхновой 1987A после 37 лет попыток, согласно статье в журнале Science от 23 февраля 2024 года . В смене парадигмы новые данные JWST предоставляют неуловимое прямое подтверждение нейтронных звезд в остатках сверхновой, а также более глубокое понимание процессов, происходящих в остатках SN 1987A. ^[113]

Подтипы

Различные типы нейтронных звезд

Компьютерные рендеры нейтронной звезды с аккреционным диском , с проецируемыми линиями магнитного поля, показывающими всплески мощного рентгеновского излучения . Моделирование основано на данных 2017 года от обсерваторий NASA NuSTAR и Swift, а также обсерваторий ESA XMM-Newton.

Существует ряд типов объектов, которые состоят из нейтронной звезды или содержат ее:

• Изолированная нейтронная звезда (ИНЗ): ^{[60] [63] [114] [115]} не в двойной системе.
  • Вращающийся пульсар (ВПП или «радиопульсар»): ^[63] нейтронные звезды, которые испускают направленные импульсы излучения в нашу сторону через регулярные интервалы (из-за их сильных магнитных полей).
    • Вращающиеся радиотранзиенты (RRAT): ^[63] считаются пульсарами, которые излучают более спорадически и/или с более высокой изменчивостью от импульса к импульсу, чем большинство известных пульсаров.
  • Магнетар : нейтронная звезда с чрезвычайно сильным магнитным полем (в 1000 раз больше, чем у обычной нейтронной звезды) и длительными периодами вращения (от 5 до 12 секунд).
    • Мягкий гамма-ретранслятор (SGR). ^[60]
    • Аномальный рентгеновский пульсар (AXP). ^[60]
  • Радиотихие нейтронные звезды .
    • Рентгеновские тусклые изолированные нейтронные звезды. ^[63]
    • Центральные компактные объекты в остатках сверхновых (ЦКО в остатках сверхновых): молодые, радиотихие непульсирующие источники рентгеновского излучения, предположительно изолированные нейтронные звезды, окруженные остатками сверхновых. ^[63]
• Рентгеновские пульсары или «аккреционные пульсары»: класс рентгеновских двойных систем .
  • Маломассивные рентгеновские двойные пульсары: класс маломассивных рентгеновских двойных систем (LMXB), пульсар со звездой главной последовательности, белый карлик или красный гигант.
    • Миллисекундный пульсар (MSP) («переработанный пульсар»).
      • «Паучий пульсар» — пульсар, где их компаньоном является полувырожденная звезда. ^[116]
        • Пульсар «Чёрная вдова» — пульсар, который относится к «пульсарам-паукам», если его компаньон имеет чрезвычайно малую массу (менее 0,1  M _☉ ).
        • «Красноспинный» пульсар, если его компаньон более массивен.
      • Субмиллисекундный пульсар. ^[117]
    • Рентгеновский барстер : нейтронная звезда с маломассивным двойным компаньоном, из которого происходит аккреция вещества, что приводит к нерегулярным выбросам энергии с поверхности нейтронной звезды.
  • Рентгеновские двойные пульсары промежуточной массы: класс рентгеновских двойных систем промежуточной массы (IMXB), пульсар со звездой промежуточной массы.
  • Массивные рентгеновские двойные пульсары: класс массивных рентгеновских двойных систем (HMXB), пульсар с массивной звездой.
  • Двойные пульсары : пульсар с двойным компаньоном , часто белым карликом или нейтронной звездой.
  • Рентгеновское излучение третичное (теоретически). ^[118]

Существует также ряд теоретических компактных звезд с похожими свойствами, которые на самом деле не являются нейтронными звездами.

• Протонейтронная звезда (ПНЗ) ^{[119] —} теоретический объект промежуточной стадии, который охлаждается и сжимается, образуя нейтронную звезду или черную дыру ^[120]
• Экзотическая звезда
  • Объект Торна–Житкова : в настоящее время гипотетическое слияние нейтронной звезды в красную гигантскую звезду.
  • Кварковая звезда : в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящей из кварковой материи , или странной материи . По состоянию на 2018 год есть три кандидата.
  • Электрослабая звезда : в настоящее время гипотетический тип чрезвычайно тяжелой нейтронной звезды, в которой кварки преобразуются в лептоны посредством электрослабого взаимодействия, но гравитационный коллапс нейтронной звезды предотвращается давлением излучения. По состоянию на 2018 год нет никаких доказательств их существования.
  • Преонная звезда : в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящей из преонной материи . По состоянию на 2018 год нет никаких доказательств существования преонов .

Примеры нейтронных звезд

Художественное представление планеты-пульсара PSR B1257+12 C с яркими полярными сияниями.

• Пульсар «Черная вдова» — миллисекундный пульсар, обладающий большой массой.
• PSR J0952-0607 – самая тяжелая нейтронная звезда с2.35+0,17
  −0,17 M _☉ , тип пульсара «Черная вдова» ^{[8] [121]}
• LGM-1 (теперь известный как PSR B1919+21) – первый признанный радиопульсар. Он был открыт Джоселин Белл Бернелл в 1967 году.
• PSR B1257+12 (также известная как Лич) – первая обнаруженная нейтронная звезда с планетами (миллисекундный пульсар).
• PSR B1509−58 – источник фотографии «Рука Бога», сделанной рентгеновской обсерваторией Чандра
• RX J1856.5−3754 – ближайшая нейтронная звезда
• Великолепная семёрка — группа близлежащих, тусклых в рентгеновском диапазоне изолированных нейтронных звёзд.
• PSR J0348+0432 – самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой,2,01 ± 0,04  М _☉
• SWIFT J1756.9-2508 – миллисекундный пульсар со звездообразным компаньоном с массой планетарного диапазона (ниже коричневого карлика)
• Swift J1818.0-1607 – самый молодой известный магнетар

Галерея

• Нейтронные звезды, содержащие 500 000 масс Земли в сфере диаметром 25 километров (16 миль)
• Столкновение нейтронных звезд
• Столкновение нейтронных звезд
• 
  Художественное представление нейтронной звезды, преломляющей свет

Смотрите также

• IRAS 00500+6713 (через 10 000 лет)
• Слияние нейтронных звезд
• Нейтронные звезды в художественной литературе
  • Звезды в художественной литературе § Нейтронные звезды
• Нейтроний
• звезда Планка
• Преон-дегенеративное вещество
• Вращающийся радиотранзиент

Примечания

1. 3,7 × 10 ¹⁷  кг/м ³ выводится из массы2,68 × 10 ³⁰  кг / объем звезды радиусом 12 км;5,9 × 10 ¹⁷  кг/м ³ выводится из массы4,2 × 10 ³⁰  кг на объем звезды радиусом 11,9 км
2. Средняя плотность вещества в нейтронной звезде радиусом 10 км составляет1,1 × 10 ¹²  кг/см ³ . Следовательно, 5 мл такого материала составляет5,5 × 10 ¹²  кг или 5 500 000 000 метрических тонн . Это примерно в 15 раз больше общей массы населения мира. Или же 5 мл от нейтронной звезды радиусом 20 км (средняя плотность8,35 × 10 ¹⁰  кг/см ³ ) имеет массу около 400 миллионов метрических тонн, или примерно массу всех людей. Гравитационное поле составляет ок.2 × 10 ¹¹ г или ок.2 × 10 ¹² Н/кг . Вес Луны рассчитан как 1 г.
3. Плотность магнитной энергии для поля B равна U = μ B ² ⁄ 2 . ^[44] Подставляя B =10 ⁸  T , получаем U =4 × 10 ²¹  Дж/м ³ . Разделив на c ^{2 ,} получаем эквивалентную плотность массы44 500  кг/м ³ , что превышает стандартную плотность по температуре и давлению для всех известных материалов. Сравните с22 590  кг/м ³ для осмия , самого плотного стабильного элемента.
4. Еще до открытия нейтрона, в 1931 году, нейтронные звезды были предсказаны Львом Ландау , который писал о звездах, где «атомные ядра тесно соприкасаются, образуя одно гигантское ядро». ^[88] Однако распространенное мнение о том, что Ландау предсказал нейтронные звезды, оказалось неверным. ^[89]

Ссылки

1. Гленденнинг, Норман К. (2012). Компактные звезды: ядерная физика, физика элементарных частиц и общая теория относительности (иллюстрированное издание). Springer Science & Business Media. стр. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. Архивировано из оригинала 2017-01-31 . Получено 2016-03-21 .
2. Сидс, Майкл; Бэкман, Дана (2009). Астрономия: Солнечная система и дальше (6-е изд.). Cengage Learning. стр. 339. ISBN 978-0-495-56203-0. Архивировано из оригинала 2021-02-06 . Получено 2018-02-22 .
3. Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, SE; Лангер, Н.; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
4. Толман, RC (1939). "Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости" (PDF) . Physical Review . 55 (4): 364–373. Bibcode :1939PhRv...55..364T. doi :10.1103/PhysRev.55.364. Архивировано (PDF) из оригинала 2018-07-22 . Получено 2019-06-30 .
5. Оппенгеймер, Дж. Р.; Волков, Г. М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Physical Review . 55 (4): 374–381. Bibcode :1939PhRv...55..374O. doi :10.1103/PhysRev.55.374.
6. "Нейтронные звезды" (PDF) . www.astro.princeton.edu . Архивировано (PDF) из оригинала 9 сентября 2021 г. . Получено 14 декабря 2018 г. .
7. Douchin, F.; Haensel, P. (декабрь 2001 г.). «Единое уравнение состояния плотной материи и структура нейтронной звезды». Astronomy & Astrophysics . 380 (1): 151–167. arXiv : astro-ph/0111092 . Bibcode :2001A&A...380..151D. doi :10.1051/0004-6361:20011402. ISSN  0004-6361. S2CID  17516814.
8. Croswell, Ken (2022-07-22). "Самая тяжелая нейтронная звезда в истории имеет массу в 2,35 раза больше массы Солнца". Science News . Получено 2022-07-25 .
9. «Вопросы и ответы: остатки сверхновых и нейтронные звезды», Chandra.harvard.edu (5 сентября 2008 г.)
10. "Модели атмосферы магнитного водорода и нейтронной звезды RX J1856.5−3754" (PDF), Wynn CG Ho et al. , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 375 , стр. 821-830 (2007), представлено 6 декабря 2006 г., ArXiv:astro-ph/0612145. Авторы рассчитали то, что они считали "более реалистичной моделью, которая учитывает изменения магнитного поля и температуры на поверхности нейтронной звезды, а также общие релятивистские эффекты", что дало среднюю температуру поверхности4.34+0,02
    −0,06× 10 ⁵  К при уровне достоверности 2𝜎 (95%);подробности см. в §4, рис. 6 в их статье.
11. «Солнце менее активно, чем другие звезды солнечного типа» (PDF), Тимо Рейнхольд и др ., ArXiv:astro-ph.SR (4 мая 2020 г.) ArXiv:2005.01401
12. "Tour the ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 2021-10-01 . Получено 2016-05-23 .
13. "Плотность Земли". 2009-03-10. Архивировано из оригинала 2013-11-12 . Получено 2016-05-23 .
14. Хесселс, Джейсон; Рэнсом, Скотт М.; Стэйрс, Ингрид Х.; Фрейре, Пауло CC; и др. (2006). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Science . 311 (5769): 1901–1904. arXiv : astro-ph/0601337 . Bibcode :2006Sci...311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174 . doi :10.1126/science.1123430. PMID  16410486. S2CID  14945340. 
15. Naeye, Robert (2006-01-13). "Вращающийся пульсар бьет рекорд". Sky & Telescope . Архивировано из оригинала 2007-12-29 . Получено 2008-01-18 .
16. "NASA.gov". Архивировано из оригинала 2018-09-08 . Получено 2020-08-05 .
17. Камензинд, Макс (24 февраля 2007 г.). Компактные объекты в астрофизике: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Springer Science & Business Media. стр. 269. Bibcode :2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1. Архивировано из оригинала 29 апреля 2021 г. . Получено 6 сентября 2017 г. .
18. Эбботт, BP; Эбботт, R.; Эбботт, TD; Акернезе, F.; Экли, K.; Адамс, C.; Адамс, T.; Аддессо, P.; Ричард; Ховард; Адхикари, RX; Хуан-Вэй (2017). «Многоадресные наблюдения слияния двойных нейтронных звезд». The Astrophysical Journal Letters . 848 (2): L12. arXiv : 1710.05833 . Bibcode : 2017ApJ...848L..12A. doi : 10.3847/2041-8213/aa91c9 . S2CID  217162243.
19. Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Bibcode : 1996A&A...305..871B.
20. Балли, Джон; Рейпурт, Бо (2006). Рождение звезд и планет (иллюстрированное издание). Cambridge University Press. стр. 207. ISBN 978-0-521-80105-8. Архивировано из оригинала 2017-01-31 . Получено 2016-06-30 .
21. Гензель, Павел; Потехин Александр Юрьевич; Яковлев, Дмитрий Георгиевич (2007). Нейтронные звезды . Спрингер. ISBN 978-0-387-33543-8.
22. "Замечательные свойства нейтронных звезд - свежие новости Chandra". ChandraBlog . 2013-03-28 . Получено 2022-05-16 .
23. Hebeler, K.; Lattimer, JM; Pethick, CJ; Schwenk, A. (2013-07-19). "Уравнение состояния и свойства нейтронных звезд, ограниченные ядерной физикой и наблюдением". The Astrophysical Journal . 773 (1): 11. arXiv : 1303.4662 . Bibcode :2013ApJ...773...11H. doi :10.1088/0004-637X/773/1/11. ISSN  0004-637X.
24. "Расчет плотности нейтронной звезды". Архивировано из оригинала 24.02.2006 . Получено 11.03.2006 .Примечание.3 × 10 ¹⁷  кг/м ³ составляет3 × 10 ¹⁴  г/см ³
25. Lattimer, James M. (2015). «Введение в нейтронные звезды». Серия конференций Американского института физики . Труды конференции AIP. 1645 (1): 61–78. Bibcode :2015AIPC.1645...61L. doi : 10.1063/1.4909560 .
26. Озел, Ферьял; Фрейре, Пауло (2016). «Массы, радиусы и уравнение состояния нейтронных звезд». Annu. Rev. Astron. Astrophys . 54 (1): 401–440. arXiv : 1603.02698 . Bibcode : 2016ARA&A..54..401O. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023322. S2CID  119226325.
27. Baym, G; Pethick, C (декабрь 1975 г.). «Нейтронные звезды». Annual Review of Nuclear Science . 25 (1): 27–77. Bibcode :1975ARNPS..25...27B. doi : 10.1146/annurev.ns.25.120175.000331 . ISSN  0066-4243.
28. "LIGO Lab | Caltech | MIT". LIGO Lab | Caltech . Получено 2024-05-10 .
29. "NICER - NASA Science". science.nasa.gov . Получено 2024-05-10 .
30. Raaijmakers, G.; Greif, SK; Hebeler, K.; Hinderer, T.; Nissanke, S.; Schwenk, A.; Riley, TE; Watts, AL; Lattimer, JM; Ho, WCG (2021-09-01). "Ограничения на уравнение состояния плотной материи и свойства нейтронной звезды из оценки массы и радиуса PSR J0740+6620 NICER и многоканальных наблюдений". The Astrophysical Journal Letters . 918 (2): L29. arXiv : 2105.06981 . Bibcode : 2021ApJ...918L..29R. doi : 10.3847/2041-8213/ac089a . ISSN  2041-8205.
31. Таками, Кентаро; Реццолла, Лучано; Байотти, Лука (28.08.2014). «Ограничение уравнения состояния нейтронных звезд из бинарных слияний». Physical Review Letters . 113 (9): 091104. arXiv : 1403.5672 . Bibcode : 2014PhRvL.113i1104T. doi : 10.1103/PhysRevLett.113.091104. ISSN  0031-9007. PMID  25215972.
32. Аннала, Эмели; Горда, Тайлер; Куркела, Алекси; Вуоринен, Алекси (25 апреля 2018 г.). «Гравитационно-волновые ограничения на уравнение состояния нейтрона-звезды-материи». Письма о физических отзывах . 120 (17): 172703. arXiv : 1711.02644 . Бибкод : 2018PhRvL.120q2703A. doi : 10.1103/PhysRevLett.120.172703. ISSN  0031-9007. ПМИД  29756823.
33. Финстад, Дэниел; Уайт, Лорел В.; Браун, Дункан А. (2023-09-01). «Перспективы точного уравнения измерения состояния с помощью Advanced LIGO и Cosmic Explorer». The Astrophysical Journal . 955 (1): 45. arXiv : 2211.01396 . Bibcode : 2023ApJ...955...45F. doi : 10.3847/1538-4357/acf12f . ISSN  0004-637X.
34. Ловато, Алессандро и др. (2022). «План на дальние расстояния: теория плотной материи для столкновений тяжелых ионов и нейтронных звезд». arXiv : 2211.02224 [nucl-th].
35. Хипперт, Маурисио; Норонья, Хорхе; Ромачке, Пол (2024). «Верхняя граница скорости звука в ядерной материи из транспорта». arXiv : 2402.14085 [nucl-th].
36. Силбар, Ричард Р.; Редди, Санджай (1 июля 2004 г.). «Нейтронные звезды для студентов». American Journal of Physics . 72 (7): 892–905. arXiv : nucl-th/0309041 . Bibcode : 2004AmJPh..72..892S. doi : 10.1119/1.1703544.
37. Кумар, Н.; Соколов, В.В. (июнь 2022 г.). «Распределение масс и «разрыв масс» компактных звездных остатков в двойных системах». Astrophysical Bulletin . 77 (2): 197–213. arXiv : 2204.07632 . Bibcode :2022AstBu..77..197K. doi :10.1134/S1990341322020043.
38. Яги, Кент; Юнес, Николас (19 июля 2013 г.). «Отношения I-Love-Q в нейтронных звездах и их применение в астрофизике, гравитационных волнах и фундаментальной физике». Physical Review D. 88 ( 2): 023009. arXiv : 1303.1528 . Bibcode : 2013PhRvD..88b3009Y. doi : 10.1103/PhysRevD.88.023009.
39. Яковлев, Д.Г.; Каминкер, АД; Гензель, П.; Гнедин, О.Ю. (2002). «Охлаждающаяся нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Bibcode : 2002A&A...389L..24Y. doi : 10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160.
40. Райзенеггер, А. (2003). «Происхождение и эволюция магнитных полей нейтронных звезд». arXiv : astro-ph/0307133 .
41. "McGill SGR/AXP Online Catalog". Архивировано из оригинала 23 июля 2020 г. Получено 2 января 2014 г.
42. Kouveliotou, Chryssa; Duncan, Robert C.; Thompson, Christopher (февраль 2003 г.). «Магнетары». Scientific American . 288 (2): 34–41. Bibcode : 2003SciAm.288b..34K. doi : 10.1038/scientificamerican0203-34. PMID  12561456.
43. Каспи, ВМ; Гавриил, ФП (2004). "(Аномальные) рентгеновские пульсары". Nuclear Physics B. Proceedings Supplements. 132 : 456–465. arXiv : astro-ph/0402176 . Bibcode :2004NuPhS.132..456K. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080. S2CID  15906305.
44. "Мир физики Эрика Вайсштейна". scienceworld.wolfram.com . Архивировано из оригинала 2019-04-23.
45. Дункан, Роберт С. (март 2003 г.). «Магнетары», мягкие гамма-повторители и очень сильные магнитные поля». Архивировано из оригинала 2020-01-19 . Получено 2018-04-17 .
46. Зан, Корвин (1990-10-09). «Tempolimit Lichtgeschwindigkeit» (на немецком языке). Архивировано из оригинала 26 января 2021 г. Проверено 9 октября 2009 г. Гравитационное Lichtablenkung лучше, чем Hälfte der Oberfläche sichtbar. Масса нейтронов: 1, Радиус нейтронов: 4, ... Dimensionslosen Einheiten ( c , G = 1)
47. Грин, Саймон Ф.; Джонс, Марк Х.; Бернелл, С. Джоселин (2004). Введение в Солнце и звезды (иллюстрированное издание). Cambridge University Press. стр. 322. ISBN 978-0-521-54622-5. Архивировано из оригинала 2017-01-31 . Получено 2016-06-09 .
48. "Peligroso lugar para jugar tenis" . Датос Фрик (на испанском языке). Архивировано из оригинала 11 июня 2016 года . Проверено 3 июня 2016 г.
49. Марсия Бартусяк (2015). Черная дыра: как идея, отвергнутая ньютонианцами, ненавидимая Эйнштейном и поставленная на карту Хокингом, стала любимой . Издательство Йельского университета. стр. 130. ISBN 978-0-300-21363-8.
50. Массы и радиусы нейтронных звезд Архивировано 17 декабря 2011 г. на Wayback Machine , стр. 9/20, внизу
51. Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2001). «Структура нейтронной звезды и уравнение состояния». The Astrophysical Journal . 550 (426): 426–442. arXiv : astro-ph/0002232 . Bibcode :2001ApJ...550..426L. doi :10.1086/319702. S2CID  14782250.
52. CODATA 2014
53. Бескин, Василий С. (1999). "Радиопульсары". Успехи физических наук . 42 (11): 1173–1174. Bibcode :1999PhyU...42.1071B. doi : 10.1070/pu1999v042n11ABEH000665 . S2CID  250831196.
54. Дарлинг, Дэвид. "нейтронная звезда". www.daviddarling.info . Архивировано из оригинала 2009-01-24 . Получено 2009-01-12 .
55. Baker, Harry (21 июля 2021 г.). «Нейтронные звёздные «горы» на самом деле являются микроскопическими выпуклостями высотой менее миллиметра». Live Science . Архивировано из оригинала 25 июля 2021 г. . Получено 25 июля 2021 г. .
56. Берроуз, А.
57. Сорлин О. и Порке М. (2008).
58. Понс, Хосе А.; Вигано, Даниэле; Реа, Нанда (2013). «Слишком много «пасты» для замедления вращения пульсаров». Nature Physics . 9 (7): 431–434. arXiv : 1304.6546 . Bibcode :2013NatPh...9..431P. doi :10.1038/nphys2640. S2CID  119253979.
59. Condon, JJ & Ransom, SM "Pulsar Properties (Essential radio Astronomy)". Национальная радиоастрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 10 апреля 2016 года . Получено 24 марта 2016 года .
60. Павлов, Джордж. "Рентгеновские свойства пульсаров с вращательным движением и нейтронных звезд с термическим излучением" (PDF) . pulsarastronomy.net. Архивировано (PDF) из оригинала 6 декабря 2015 г. Получено 6 апреля 2016 г.
61. Caleb, Manisha ; Heywood, Ian; Rajwade, Kaustubh; Malenta, Mateusz; Willem Stappers, Benjamin; Barr, Ewan; Chen, Weiwei; Morello, Vincent; Sanidas, Sotiris; van den Eijnden, Jakob; Kramer, Michael (2022-05-30). "Открытие радиоизлучающей нейтронной звезды со сверхдлинным периодом вращения 76 с". Nature Astronomy . 6 (7): 828–836. arXiv : 2206.01346 . Bibcode : 2022NatAs...6..828C. doi : 10.1038/s41550-022-01688-x. ISSN  2397-3366. PMC 7613111. PMID  35880202. S2CID  249212424 . 
62. "Необычная нейтронная звезда обнаружена на звездном кладбище". Университет Сиднея . Получено 2022-06-01 .
63. Де Лука, Андреа (2008). «Центральные компактные объекты в остатках сверхновых». Труды конференции AIP . 983 : 311–319. arXiv : 0712.2209 . Bibcode : 2008AIPC..983..311D. CiteSeerX 10.1.1.769.699 . doi : 10.1063/1.2900173. S2CID  118470472. 
64. Клочков, Д.; Пюльхофер, Г.; Сулейманов, В.; Саймон, С.; Вернер, К.; Сантанжело, А. (2013). «Непульсирующая нейтронная звезда в остатке сверхновой HESS J1731-347 / G353.6–0.7 с углеродной атмосферой». Астрономия и астрофизика . 556 : A41. arXiv : 1307.1230 . Bibcode :2013A&A...556A..41K. doi :10.1051/0004-6361/201321740. S2CID  119184617.
65. "7. Пульсары на других длинах волн". Frontiers of Modern Astronomy . Jodrell Bank Centre for Astrophysics. Архивировано из оригинала 10 апреля 2016 года . Получено 6 апреля 2016 года .
66. Brazier, KTS & Johnston, S. (август 2013 г.). "The implications of radio-quiet neutron stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 305 (3): 671. arXiv : astro-ph/9803176 . Bibcode : 1999MNRAS.305..671B. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x . S2CID  6777734.
67. Чжан, Б. "Spin-Down Power of Magnetars" (PDF) . Universidade Federal do Rio Grande do Sul. Архивировано (PDF) из оригинала 6 февраля 2021 г. . Получено 24 марта 2016 г. .
68. Хессельс, Джейсон В.Т; Рэнсом, Скотт М; Лестница, Ингрид Х; Фрейре, Пауло CC; Каспи, Виктория М; Камило, Фернандо (2006). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука . 311 (5769): 1901–1904. arXiv : astro-ph/0601337 . Бибкод : 2006Sci...311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174 . дои : 10.1126/science.1123430. PMID  16410486. S2CID  14945340. 
69. Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; Zand, JJM in 't; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; Götz, D.; Kuulkers, E.; Tomsick, JA (2007). "Доказательства осцилляций рентгеновского всплеска 1122 Гц от рентгеновского транзиента нейтронной звезды XTE J1739-285". The Astrophysical Journal . 657 (2): L97–L100. arXiv : astro-ph/0611716 . Bibcode :2007ApJ...657L..97K. doi :10.1086/513270. ISSN  0004-637X. S2CID  119405361.
70. Антонелли, Марко; Монтоли, Алессандро; Пиццокеро, Пьер (ноябрь 2022 г.), «Взгляд на физику внутренностей нейтронных звезд из пульсарных сбоев», Астрофизика в XXI веке с компактными звездами , стр. 219–281, arXiv : 2301.12769 , doi : 10.1142/9789811220944_0007, ISBN 978-981-12-2093-7
71. Alpar, M. Ali (1 января 1998 г.). «Пульсары, глюки и сверхтекучие жидкости». Physicsworld.com. Архивировано из оригинала 6 декабря 2008 г. Получено 12 января 2009 г.
72. Арчибальд, РФ; Каспи, В.М.; Нг, CY; Гургулиатос, КН; Цанг, Д.; Шольц, П.; Бердмор, AP; Герелс, Н.; Кеннеа, Дж.А. (2013). «Антиглюк в магнетаре». Природа . 497 (7451): 591–593. arXiv : 1305.6894 . Бибкод : 2013Natur.497..591A. дои : 10.1038/nature12159. hdl : 10722/186148. PMID  23719460. S2CID  4382559.
73. Редди, Фрэнсис. «NASA's Swift раскрывает новый феномен в нейтронной звезде». NASA.gov . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства . Получено 26 сентября 2024 г. .
74. Поссельт, Б.; Нойхойзер, Р.; Хаберль, Ф. (март 2009 г.). «Поиск субзвездных спутников молодых изолированных нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (2): 533–545. arXiv : 0811.0398 . Bibcode : 2009A&A...496..533P. doi : 10.1051/0004-6361/200810156. S2CID  10639250.
75. Tauris, TM; Van Den Heuvel, EPJ (2006). Формирование и эволюция компактных звездных рентгеновских источников . Bibcode :2006csxs.book..623T. Рис. 16.4. Иллюстрация относительного распределения всех ~ 1500 наблюдаемых радиопульсаров. Около 4% являются членами двойной системы.
76. Таурис, ТМ; Крамер, М.; Фрейре, PCC; Векс, Н.; Янка, Х.-Т.; Лангер, Н.; Подсядловский, доктор философии; Боззо, Э.; Чатый, С.; Круков, МЮ; Хеувел, EPJ ван ден; Антониадис, Дж.; Бретон, РП; Чемпион, DJ (13 сентября 2017 г.). «Формирование двойных нейтронных звездных систем». Астрофизический журнал . 846 (2): 170. arXiv : 1706.09438 . Бибкод : 2017ApJ...846..170T. дои : 10.3847/1538-4357/aa7e89 . eISSN  1538-4357. S2CID  119471204.
77. Эбботт, BP; Эбботт, R.; Эбботт, TD; Акернезе, F.; Экли, K.; и др. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration) (2017-10-16). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды Inspiral". Physical Review Letters . 119 (16). Американское физическое общество (APS): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A. doi : 10.1103/physrevlett.119.161101 . ISSN  0031-9007. PMID  29099225.
78. Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abernathy, MR; Acernese, F.; et al. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration) (2016-02-11). "Наблюдение гравитационных волн от слияния бинарных черных дыр". Physical Review Letters . 116 (6): 1161102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A. doi : 10.1103/physrevlett.116.061102 . ISSN  0031-9007. PMID  26918975.
79. Левин, Уолтер; Ван дер Клис, Мишель (2010). Компактные звездные источники рентгеновского излучения . Бибкод : 2010csxs.book.....L.
80. Тейлор, Дж. Х.; Вайсберг, Дж. М. (15 февраля 1982 г.). «Новый тест общей теории относительности – Гравитационное излучение и двойной пульсар PSR 1913+16». The Astrophysical Journal . 253 : 908. Bibcode : 1982ApJ...253..908T. doi : 10.1086/159690.
81. Танвир, Н.; Леван, А. Дж.; Фрухтер, А. С.; Хьорт, Дж.; Хаунселл, РА; Вирсема, К.; Танниклифф, Р. Л. (2013). «Килонова, связанная с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B». Nature . 500 (7464): 547–549. arXiv : 1306.4971 . Bibcode :2013Natur.500..547T. doi :10.1038/nature12505. PMID  23912055. S2CID  205235329.
82. Чо, Адриан (16 октября 2017 г.). «Слияние нейтронных звезд порождает гравитационные волны и небесное световое шоу». Наука . Архивировано из оригинала 18 октября 2017 г. Получено 16 октября 2017 г.
83. Overbye, Dennis (16 октября 2017 г.). «LIGO впервые обнаружила сильное столкновение нейтронных звезд». The New York Times . Архивировано из оригинала 16 октября 2017 г. Получено 16 октября 2017 г.
84. Касттельвекки, Давиде (2017). «Растут слухи о новом виде наблюдения гравитационных волн». Nature News . doi :10.1038/nature.2017.22482.
85. Эбботт, Б. П. и др. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (16 октября 2017 г.). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды Inspiral". Physical Review Letters . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID  29099225. S2CID  217163611.
86. Urry, Meg (20 июля 2013 г.). «Золото исходит от звезд». CNN. Архивировано из оригинала 22 июля 2017 г. Получено 20 июля 2013 г.
87. Baade, Walter & Zwicky, Fritz (1934). "Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays" (PDF) . Physical Review . 46 (1): 76–77. Bibcode :1934PhRv...46...76B. doi :10.1103/PhysRev.46.76.2. Архивировано (PDF) из оригинала 24.02.2021 . Получено 16.09.2019 .
88. Ландау, Лев Д. (1932). «К теории звезд». Phys. Z. Sowjetunion . 1 : 285–288.
89. Гензель, П; Потехин, А. Ю.; Яковлев, Д. Г, ред. (2007). Нейтронные звезды 1: Уравнение состояния и структуры . Библиотека астрофизики и космической науки. Т. 326. Springer. Bibcode : 2007ASSL..326.....H. ISBN 978-0387335438.
90. Чедвик, Джеймс (1932). «О возможном существовании нейтрона». Nature . 129 (3252): 312. Bibcode :1932Natur.129Q.312C. doi : 10.1038/129312a0 . S2CID  4076465.
91. Хьюиш, А. и Окойе, С. Э. (1965). «Доказательства необычного источника высокой температуры радиояркости в Крабовидной туманности». Nature . 207 (4992): 59–60. Bibcode :1965Natur.207...59H. doi :10.1038/207059a0. S2CID  123416790.
92. Шкловский, И.С. (апрель 1967). «О природе источника рентгеновского излучения SCO XR-1». Astrophysical Journal . 148 (1): L1–L4. Bibcode : 1967ApJ...148L...1S. doi : 10.1086/180001.
93. Комелла, Дж. М.; Крафт, HD; Лавлейс, Р. В. Э.; Саттон, Дж. М. (1969). "Пульсар Крабовидной туманности NP 0532". Nature . 221 (5179): 453. Bibcode :1969Natur.221..453C. doi :10.1038/221453a0. S2CID  4213758.
94. Лавлейс, Р. В. Э.; Саттон, Дж. М. (1969). «Цифровые методы поиска пульсаров». Nature . 222 (5190): 231. Bibcode :1969Natur.222..231L. doi :10.1038/222231a0. S2CID  4294389.
95. Лавлейс, Р. В. Э.; Тайлер, Г. Л. (2012). «Об открытии периода пульсара в Крабовидной туманности». Обсерватория . 132 (3): 186. Bibcode : 2012Obs...132..186L.
96. Ghosh, Pranab (2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars (иллюстрированное издание). World Scientific. стр. 8. ISBN 978-981-02-4744-7. Архивировано из оригинала 2021-02-06 . Получено 2016-11-29 .
97. Лэнг, Кеннет (2007). Спутник по астрономии и астрофизике: хронология и глоссарий с таблицами данных (иллюстрированное издание). Springer Science & Business Media. стр. 82. ISBN 978-0-387-33367-0. Архивировано из оригинала 2021-02-06 . Получено 2016-11-29 .
98. Гензель, Павел; Потехин, Александр Ю.; Яковлев, Дмитрий Г. (2007). Нейтронные звезды 1: Уравнение состояния и структуры (иллюстрированное издание). Springer Science & Business Media. стр. 474. ISBN 978-0-387-47301-7. Архивировано из оригинала 2021-02-06 . Получено 2016-11-29 .
99. Грэхем-Смит, Фрэнсис (2006). Астрономия пульсаров (иллюстрированное издание). Cambridge University Press. стр. 11. ISBN 978-0-521-83954-9. Архивировано из оригинала 2021-02-06 . Получено 2016-11-29 .
100. Ghosh, Pranab (2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars (иллюстрированное издание). World Scientific. стр. 281. ISBN 978-981-02-4744-7. Архивировано из оригинала 2021-02-06 . Получено 2016-11-29 .
101. Деморест, Пол Б.; Пеннуччи, Т.; Рэнсом, СМ; Робертс, М.С.; Хессельс, Дж.У. (2010). «Двухмассовая нейтронная звезда, измеренная с использованием задержки Шапиро». Nature . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010.5788 . Bibcode :2010Natur.467.1081D. doi :10.1038/nature09466. PMID  20981094. S2CID  205222609.
102. Антониадис, Джон (2012). «Массивный пульсар в компактной релятивистской двойной системе». Science . 340 (6131): 1233232. arXiv : 1304.6875 . Bibcode :2013Sci...340..448A. CiteSeerX 10.1.1.769.4180 . doi :10.1126/science.1233232. PMID  23620056. S2CID  15221098. 
103. Burtnyk, Kimberly M. (16 октября 2017 г.). «LIGO Detection of Colliding Neutron Stars Spawns Global Effort to Study the Rare Event» (Обнаружение столкновений нейтронных звезд с помощью LIGO порождает глобальные усилия по изучению редкого события). Архивировано из оригинала 23 октября 2017 г. Получено 17 ноября 2017 г.
104. Университет Мэриленда (16 октября 2018 г.). «Все в одной семье: обнаружен родственник источника гравитационных волн — новые наблюдения показывают, что килоновые — гигантские космические взрывы, в результате которых образуются серебро, золото и платина — могут быть более распространены, чем считалось». EurekAlert! . Архивировано из оригинала 16 октября 2018 г. . Получено 17 октября 2018 г. .
105. Troja, E.; et al. (16 октября 2018 г.). «Светящаяся голубая килоновая и внеосевой джет от компактного двойного слияния на z = 0,1341». Nature Communications . 9 (4089 (2018)): 4089. arXiv : 1806.10624 . Bibcode : 2018NatCo...9.4089T. doi : 10.1038/s41467-018-06558-7. PMC 6191439 . PMID  30327476. 
106. Mohon, Lee (16 октября 2018 г.). "GRB 150101B: дальний родственник GW170817". NASA . Архивировано из оригинала 22 марта 2019 г. . Получено 17 октября 2018 г. .
107. Уолл, Майк (17 октября 2018 г.). «Мощная космическая вспышка — вероятно, еще одно слияние нейтронных звезд». Space.com . Архивировано из оригинала 17 октября 2018 г. Получено 17 октября 2018 г.
108. Национальная радиоастрономическая обсерватория (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить проблему измерения расширения Вселенной — слияния нейтронных звезд могут предоставить новую «космическую линейку»». EurekAlert! . Архивировано из оригинала 8 июля 2019 г. . Получено 8 июля 2019 г. .
109. Финли, Дэйв (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить проблему измерения расширения Вселенной». Национальная радиоастрономическая обсерватория . Архивировано из оригинала 8 июля 2019 г. . Получено 8 июля 2019 г. .
110. Hotokezaka, K.; et al. (8 июля 2019 г.). "Измерение постоянной Хаббла по сверхсветовому движению струи в GW170817". Nature Astronomy . 3 (10): 940–944. arXiv : 1806.10596 . Bibcode :2019NatAs...3..940H. doi :10.1038/s41550-019-0820-1. S2CID  119547153.
111. Плэйт, Фил (23 июля 2021 г.). «Самая высокая гора на нейтронной звезде может быть высотой в долю миллиметра». Syfy . Архивировано из оригинала 25 июля 2021 г. . Получено 25 июля 2021 г. .
112. Гиттинс, Фабиан; Андерссон, Нильс (2021). «Моделирование гор нейтронных звезд в теории относительности». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 507 (stab2048): 116–128. arXiv : 2105.06493 . doi : 10.1093/mnras/stab2048 .
113. Claes Fransson; Michael Barlow; Patrick J. Kavanagh; et al. (22 февраля 2024 г.). «Линии излучения, вызванные ионизирующим излучением компактного объекта в остатке сверхновой 1987A». Science . 383 (6685): 898–903. arXiv : 2403.04386 . Bibcode :2024Sci...383..898F. doi :10.1126/SCIENCE.ADJ5796. ISSN  0036-8075. Wikidata  Q124719867.
114. Mereghetti, Sandro (апрель 2010). "Рентгеновское излучение изолированных нейтронных звезд". High-Energy Emission from Pulsars and their Systems . Astrophysics and Space Science Proceedings. Vol. 21. pp. 345–363. arXiv : 1008.2891 . Bibcode :2011ASSP...21..345M. doi :10.1007/978-3-642-17251-9_29. ISBN 978-3-642-17250-2. S2CID  117102095.
115. Павлов, ГГ; Завлин, ВЕ (2000). «Тепловое излучение изолированных нейтронных звезд». Высокоэнергетические физические процессы и механизмы излучения астрофизической плазмы . 195 : 103. Bibcode :2000IAUS..195..103P.
116. Родитель, Э.; Каспи, В.М.; Рэнсом, С.М.; Фрейре, PCC; Брейзер, А.; Камило, Ф.; Чаттерджи, С.; Кордес, Дж. М.; Кроуфорд, Ф.; Денева, Дж.С.; Фердман, Р.Д.; Хессельс, JWT; Ван Леувен, Дж.; Лайн, АГ; Мэдсен, ЕС; Маклафлин, Массачусетс; Патель, К.; Шольц, П.; Лестница, IH; Степлеры, BW; Чжу, WW (2019). «Восемь миллисекундных пульсаров, обнаруженных в обзоре Аресибо PALFA». Астрофизический журнал . 886 (2): 148. arXiv : 1908.09926 . Бибкод : 2019ApJ...886..148P. дои : 10.3847/1538-4357/ab4f85 . S2CID  201646167.
117. Накамура, Т. (1989). «Двойной субмиллисекундный пульсар и модель коллапса вращающегося ядра для SN1987A». Progress of Theoretical Physics . 81 (5): 1006–1020. Bibcode : 1989PThPh..81.1006N. doi : 10.1143/PTP.81.1006.
118. Ди Стефано, Розанна (2020). «Динамическая полость Роша в иерархических тройках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 491 (1): 495. arXiv : 1903.11618 . Bibcode : 2020MNRAS.491..495D. doi : 10.1093/mnras/stz2572 .
119. Томпсон, Тодд А.; Берроуз, Адам; Мейер, Брэдли С. (2001). "Физика протонейтронных звездных ветров: последствия для r-процесса нуклеосинтеза". The Astrophysical Journal . 562 (2): 887. arXiv : astro-ph/0105004 . Bibcode :2001ApJ...562..887T. doi :10.1086/323861. S2CID  117093903.
120. Gondek-Rosińska, D.; Haensel, P.; Zdunik, JL (январь 2000 г.). Kramer, M.; Wex, N.; Wielebinski, N. (ред.). «Протонейтронные звезды и нейтронные звезды». Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond; Proceedings of the 177th Colloquium of the IAU Held in Bonn, Germany, 30 August – 3 September 1999. ASP Conference Series. 202. Cambridge University Press: 663–664. arXiv : astro-ph/0012543 . Bibcode : 2000ASPC..202..663G.
121. Романи, Роджер В.; Кандель, Д.; Филиппенко, Алексей В.; Бринк, Томас Г.; Чжэн, Вэйкан (2022-07-11). "PSR J0952−0607: Самая быстрая и тяжелая известная галактическая нейтронная звезда". The Astrophysical Journal Letters . 934 (2): L17. arXiv : 2207.05124 . Bibcode : 2022ApJ...934L..17R. doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . S2CID  250451299.

Источники

• "Следующие пункты изложены Р. Н. Манчестером (Science 2004 304:542)". scienceweek.com . Астрофизика: О наблюдаемых пульсарах. 2004. Архивировано из оригинала 14 июля 2007 г. Получено 6 августа 2004 г.
• Гленденнинг, Норман К.; Киппенхан, Р.; Аппенцеллер, И.; Борнер, Г.; Харвит, М. (2000). Компактные звезды (2-е изд.).
• Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; in 't Zand, JJM; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; et al. (2006). "Доказательства колебаний рентгеновского всплеска частотой 1122 Гц от рентгеновского транзиента нейтронной звезды XTE J1739-285". The Astrophysical Journal . 657 (2): L97. arXiv : astro-ph/0611716 . Bibcode :2007ApJ...657L..97K. doi :10.1086/513270. S2CID  119405361.

Внешние ссылки

• Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2003). «Нейтронные звезды для студентов». American Journal of Physics . 72 (2004): 892–905. arXiv : nucl-th/0309041 . Bibcode :2004AmJPh..72..892S. doi :10.1119/1.1703544. S2CID  27807404.
  • Силбар, Ричард Р.; Редди, Санджай (2005). «Исправление: «Нейтронные звезды для студентов» [Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)]». Американский журнал физики . 73 (3): 286. arXiv : nucl-th/0309041 . Bibcode : 2005AmJPh..73..286S. doi : 10.1119/1.1852544.
• НАСА о пульсарах
• «NASA видит скрытую структуру нейтронной звезды в звездотрясении». SpaceDaily.com. 26 апреля 2006 г.
• «Таинственные источники рентгеновского излучения могут быть одинокими нейтронными звездами» Дэвид Шига. New Scientist . 23 июня 2006 г.
• «Массивная нейтронная звезда исключает экзотическую материю». New Scientist . Согласно новому анализу, экзотические состояния материи, такие как свободные кварки или КБЭ, не возникают внутри нейтронных звезд.
• «Нейтронная звезда зафиксировала ошеломляющую скорость». New Scientist . Зафиксирована нейтронная звезда, движущаяся со скоростью более 1500 километров в секунду.