stringtranslate.com

Нейтронная звезда

Центральная нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности.
Излучение быстро вращающегося пульсара PSR B1509-58 заставляет близлежащий газ излучать рентгеновские лучи (золото) и освещать остальную часть туманности , показанную здесь в инфракрасном диапазоне (синий и красный).

Нейтронная звезда — это коллапс ядра массивной звезды-сверхгиганта , общая масса которой составляла от 10 до 25 солнечных масс ( M ☉ ), возможно, и больше, если звезда была особенно богата металлами . [1] За исключением черных дыр , нейтронные звезды являются самым маленьким и плотным известным классом звездных объектов. [2] Нейтронные звезды имеют радиус порядка 10 километров (6 миль) и массу около 1,4  M ☉ . [3] Они возникают в результате взрыва сверхновой массивной звезды в сочетании с гравитационным коллапсом , который сжимает ядро ​​от плотности звезды -белого карлика до плотности атомных ядер .

После образования нейтронные звезды больше не выделяют активно тепло и со временем остывают; однако они все еще могут развиваться дальше посредством столкновения или аккреции . Большинство базовых моделей этих объектов предполагают, что они почти полностью состоят из нейтронов ; из-за экстремального давления электроны и протоны, присутствующие в обычном веществе, объединяются, образуя нейтроны. Нейтронные звезды частично удерживаются от дальнейшего коллапса давлением нейтронного вырождения , точно так же, как белые карлики удерживаются от коллапса давлением электронного вырождения . Однако этого само по себе недостаточно, чтобы удержать объект размером более 0,7  M ☉ [4] [5], и ядерные силы отталкивания играют большую роль в поддержании более массивных нейтронных звезд. [6] [7] Если звезда-остаток имеет массу , превышающую предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова , который колеблется в пределах 2,2–2,9 M ☉ , сочетание давления вырождения и ядерных сил недостаточно для поддержки нейтронной звезды, что приводит к ее разрушению. коллапсирует и образует черную дыру . Самая массивная нейтронная звезда, обнаруженная на данный момент, PSR J0952–0607 , по оценкам,2,35 ± 0,17  М ☉ . [8]

Недавно образовавшиеся нейтронные звезды могут иметь температуру поверхности в десять миллионов Кельвинов и более. Однако, поскольку нейтронные звезды не выделяют нового тепла в результате термоядерного синтеза, они неумолимо остывают после своего образования. Следовательно, данная нейтронная звезда достигает температуры поверхности в один миллион кельвинов, когда ей составляет от одной тысячи до одного миллиона лет. [9] Более старые и еще более холодные нейтронные звезды все еще легко обнаружить; хорошо изученная нейтронная звезда RX J1856.5−3754 имеет среднюю температуру поверхности около 434 000 К. [10] Для сравнения: эффективная температура поверхности Солнца составляет 5780 градусов Кельвина. [11]

Материал нейтронной звезды удивительно плотный : спичечный коробок нормального размера , содержащий материал нейтронной звезды, будет иметь вес примерно 3 миллиарда тонн, такой же вес, как кусок Земли площадью 0,5 кубических километра (куб с ребрами около 800 метров). ) с поверхности Земли. [12] [13]

Когда ядро ​​звезды коллапсирует, скорость ее вращения увеличивается из-за сохранения углового момента , а вновь образовавшиеся нейтронные звезды вращаются со скоростью до нескольких сотен раз в секунду. Некоторые нейтронные звезды испускают лучи электромагнитного излучения, благодаря которым их можно обнаружить как пульсары, а открытие пульсаров Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюишем в 1967 году стало первым наблюдательным предположением о существовании нейтронных звезд. Самая быстровращающаяся из известных нейтронных звезд — 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 насчитывается около одного миллиарда нейтронных звезд [16] и как минимум несколько сотен миллионов — цифра , полученная путем оценки количества звезд, подвергшихся взрывам сверхновых. [17] Однако многие из них существовали в течение длительного периода времени и значительно остыли. Эти звезды излучают очень мало электромагнитного излучения; большинство обнаруженных нейтронных звезд возникают только в определенных ситуациях, когда они излучают, например, если они являются пульсаром или частью двойной системы. Медленно вращающиеся и неаккрецирующие нейтронные звезды трудно обнаружить из-за отсутствия электромагнитного излучения; однако с момента обнаружения RX J1856.5-3754 космическим телескопом Хаббл в 1990-х годах было обнаружено несколько близлежащих нейтронных звезд, которые, по-видимому, излучают только тепловое излучение.

Нейтронные звезды в двойных системах могут подвергаться аккреции, и в этом случае они испускают большое количество рентгеновских лучей . Во время этого процесса вещество откладывается на поверхности звезд, образуя «горячие точки», которые время от времени можно идентифицировать как системы рентгеновских пульсаров . Кроме того, такие аккреции способны «перерабатывать» старые пульсары, заставляя их набирать массу и чрезвычайно быстро вращаться, образуя миллисекундные пульсары . Более того, подобные двойные системы продолжают развиваться , и многие спутники в конечном итоге становятся компактными объектами , такими как белые карлики или нейтронные звезды, хотя другие возможности включают полное разрушение компаньона в результате абляции или столкновения. Слияние двойных нейтронных звезд может быть источником кратковременных гамма-всплесков и, вероятно, сильными источниками гравитационных волн . В 2017 году наблюдалось прямое обнаружение ( GW170817 ) гравитационных волн от такого события, [18] наряду с косвенным наблюдением гравитационных волн от 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 ) потенциально может стать нейтронной звездой. По мере того как звезда эволюционирует от главной последовательности, звездный нуклеосинтез образует богатое железом ядро. Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активную зону необходимо поддерживать только за счет давления вырождения. Дальнейшие отложения массы от горения снаряда приводят к тому, что ядро ​​превышает предел Чандрасекара . Давление электронного вырождения преодолевается, и ядро ​​продолжает коллапсировать, в результате чего температура поднимается до более чем5 × 10 9  К (5 миллиардов кельвинов). При этих температурах происходит фотораспад (распад ядер железа на альфа-частицы за счет высокоэнергетических гамма-лучей). Поскольку температура ядра продолжает расти, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны посредством захвата электронов , высвобождая поток нейтрино . Когда плотность достигает ядерной плотности4 × 10 17  кг/м 3 , сочетание сильной силы отталкивания и давления нейтронного вырождения останавливает сокращение. [19] Сжимающаяся внешняя оболочка звезды останавливается и быстро выбрасывается наружу потоком нейтрино, образующихся при образовании нейтронов, что приводит к возникновению сверхновой и оставляет после себя нейтронную звезду. Однако, если остаток имеет массу более 3  M ☉ , он вместо этого становится черной дырой. [20]

Поскольку ядро ​​массивной звезды сжимается во время сверхновой типа II , сверхновой типа Ib или типа Ic и коллапсирует в нейтронную звезду, оно сохраняет большую часть своего углового момента . Поскольку она имеет лишь небольшую часть радиуса своей родительской звезды (что резко уменьшает ее момент инерции ), нейтронная звезда формируется с очень высокой скоростью вращения, а затем, в течение очень длительного периода времени, замедляется. Известны нейтронные звезды, имеющие периоды вращения примерно от 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также обеспечивает ей очень высокую поверхностную гравитацию , типичные значения которой варьируются от10 12 до10 13  м/с 2 (более10 11 раз больше, чем на Земле ). [21] Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что скорость убегания нейтронных звезд превышает половину скорости света . [22] Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающее вещество до огромной скорости, а приливные силы у поверхности могут вызвать спагеттификацию . [22]

Характеристики

Масса и температура

Нейтронная звезда имеет массу не менее 1,1  массы Солнца ( M ☉ ). [23] Верхний предел массы нейтронной звезды называется пределом Толмана-Оппенгеймера-Волкова и обычно составляет около 2,1  M ☉ , [24] [25] , но по недавней оценке верхний предел установлен на уровне 2,16  M ☉ . [26] Максимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14  M ☉ для PSR J0740+6620 , обнаруженного в сентябре 2019 года. [27] Компактные звезды ниже предела Чандрасекара 1,39  M ☉ обычно являются белыми карликами , тогда как компактные звезды с массой от Ожидается, что 1,4  M ☉ и 2,16  M ☉ будут нейтронными звездами, но существует интервал в несколько десятых солнечной массы, где массы нейтронных звезд малой массы и белых карликов большой массы могут перекрываться. Считается, что за пределами 2,16  M ☉ остаток звезды преодолеет сильное силовое отталкивание и давление вырождения нейтронов , так что произойдет гравитационный коллапс с образованием черной дыры, но наименьшая наблюдаемая масса звездной черной дыры составляет около 5  M ☉ . [а] Между 2,16  M ☉ и 5  M ☉ были предложены гипотетические звезды промежуточной массы, такие как кварковые звезды и электрослабые звезды , но их существование не было доказано. [а]

Температура внутри вновь образовавшейся нейтронной звезды составляет около10 11 до10 12  кельвинов . [29] Однако огромное количество испускаемых ею нейтрино уносит так много энергии, что температура изолированной нейтронной звезды за несколько лет падает примерно до10 6  кельвинов . [29] При этой более низкой температуре большая часть света, генерируемого нейтронной звездой, приходится на рентгеновские лучи.

Некоторые исследователи предложили систему классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр (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 ☉ , с более высокими скоростями остывания и, возможно, кандидатами в экзотические звезды . [30]

Плотность и давление

Нейтронные звезды имеют общую плотность3,7 × 10 17 к5,9 × 10 17  кг/м 3 (2,6 × 10 14 кв 4,1 × 10 14 раз превышает плотность Солнца), [б] что сравнимо с приблизительной плотностью атомного ядра3 × 10 17  кг/м 3 . [31] Плотность нейтронной звезды варьируется примерно от1 × 10 9  кг/м 3 в земной коре – увеличивается с глубиной – примерно до6 × 10 17 или8 × 10 17  кг/м 3 (плотнее атомного ядра) глубже внутри. [29] Нейтронная звезда настолько плотна, 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 . [c] Вся масса Земли при плотности нейтронной звезды уместилась бы в сферу диаметром 305 м (размер телескопа Аресибо ). Давление увеличивается от3,2 × 10 31 к1,6 × 10 34  Па от внутренней коры к центру. [32]

Уравнение состояния вещества при столь высоких плотностях точно не известно из-за теоретических трудностей, связанных с экстраполяцией вероятного поведения квантовой хромодинамики , сверхпроводимости и сверхтекучести вещества в таких состояниях. Проблема усугубляется эмпирическими трудностями наблюдения характеристик любого объекта, находящегося на расстоянии сотен парсеков или дальше. [33] Считается, что нейтронные звезды имеют высокую жесткость коры и, следовательно, низкое число Лява . [34] [35]

Нейтронная звезда обладает некоторыми свойствами атомного ядра , включая плотность (в пределах порядка величины) и то, что она состоит из нуклонов . Поэтому в научно-популярной литературе нейтронные звезды иногда называют «гигантскими ядрами». Однако в других отношениях нейтронные звезды и атомные ядра совершенно разные. Ядро удерживается сильным взаимодействием , тогда как нейтронная звезда удерживается гравитацией . Плотность ядра однородна, а нейтронные звезды, по прогнозам, состоят из нескольких слоев различного состава и плотности. [36]

Магнитное поле

Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд колеблется в пределах с. 10 4 до10 11  тесла (Т). [37] Это на порядки выше, чем у любого другого объекта: для сравнения: в лаборатории было достигнуто непрерывное поле напряженностью 16 Тл, достаточное для левитации живой лягушки за счет диамагнитной левитации . Вариации напряженности магнитного поля, скорее всего, являются основным фактором, позволяющим различать разные типы нейтронных звезд по их спектрам и объясняющим периодичность пульсаров. [37]

Нейтронные звезды, известные как магнетары , обладают самыми сильными магнитными полями в диапазоне10 8 до10 11  T , [38] и стали широко принятой гипотезой для мягких гамма-ретрансляторов типа нейтронных звезд (SGR) [39] и аномальных рентгеновских пульсаров (AXP). [40] Плотность магнитной энергииПоле 10 8  Тл является экстремальным, значительно превышающим плотность массы-энергии обычного вещества. [d] Поля такой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что вакуум становится двулучепреломляющим . Фотоны могут сливаться или разделяться на две части, при этом образуются виртуальные пары частица-античастица. Поле изменяет уровни энергии электронов, и атомы сжимаются в тонкие цилиндры. В отличие от обычного пульсара, замедление вращения магнетара может напрямую приводиться в действие его магнитным полем, а магнитное поле достаточно сильное, чтобы вызвать напряжение в коре до точки разрушения. Разломы земной коры вызывают звездные землетрясения , наблюдаемые как чрезвычайно яркие миллисекундные сильные гамма-всплески. Огненный шар захватывается магнитным полем и появляется и исчезает из поля зрения при вращении звезды, что наблюдается как периодическое излучение мягкого гамма-ретранслятора (SGR) с периодом 5–8 секунд и которое длится несколько минут. [42]

Происхождение сильного магнитного поля пока неясно. [37] Одна из гипотез заключается в том, что «замораживание потока» или сохранение исходного магнитного потока во время формирования нейтронной звезды. [37] Если объект имеет определенный магнитный поток по площади его поверхности, и эта площадь сжимается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, то магнитное поле соответственно увеличится. Точно так же коллапсирующая звезда начинается с гораздо большей площади поверхности, чем образовавшаяся нейтронная звезда, и сохранение магнитного потока приведет к гораздо более сильному магнитному полю. Однако это простое объяснение не полностью объясняет силу магнитного поля нейтронных звезд. [37]

Гравитация и уравнение состояния

Гравитационное отклонение света нейтронной звезды. Из-за релятивистского отклонения света видна более половины поверхности (каждый участок сетки представляет собой 30 на 30 градусов). [43] В натуральных единицах масса этой звезды равна 1, а ее радиус — 4, что в два раза превышает радиус Шварцшильда . [43]

Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет околоВ 2 × 10 11 раз сильнее, чем на Земле , примерно2,0 × 10 12  м/с 2 . [44] Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и преломляет излучение, испускаемое нейтронной звездой, так что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми. [43] Если радиус нейтронной звезды составляет 3 GM / c 2 или меньше, то фотоны могут быть захвачены на орбите , что делает всю поверхность этой нейтронной звезды видимой с одной точки зрения , а также дестабилизирует фотонные орбиты. на расстоянии 1 радиуса звезды или ниже.

Часть массы звезды, которая коллапсирует с образованием нейтронной звезды, высвобождается при взрыве сверхновой, в результате которой она образуется (по закону эквивалентности массы и энергии E = mc 2 ). Энергия исходит от 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. [45] Однако еще до удара приливная сила могла вызвать спагеттификацию , превращая любой обычный объект в поток материала.

Из-за огромной гравитации замедление времени между нейтронной звездой и Землей является значительным. Например, на поверхности нейтронной звезды могло пройти восемь лет, а на Земле — десять лет, не считая эффекта замедления времени из-за очень быстрого вращения звезды. [46]

Релятивистские уравнения состояния нейтронной звезды описывают зависимость радиуса от массы для различных моделей. [47] Наиболее вероятные радиусы для данной массы нейтронной звезды заключены в модели AP4 (наименьший радиус) и MS2 (наибольший радиус). E B — отношение массы энергии гравитационной связи, эквивалентной наблюдаемой гравитационной массе нейтронной звезды в M килограммов с радиусом R метров, [48]

и массы звезд «M», обычно кратные одной солнечной массе,

Нейтронная звезда с массой 2  M ☉ не будет более компактной, чем радиус 10 970 метров (модель AP4). Тогда его энергия гравитационной связи массовой доли составит 0,187, -18,7% (экзотермическая). Это далеко не 0,6/2 = 0,3, -30%.

Уравнение состояния нейтронной звезды пока неизвестно. Предполагается, что он существенно отличается от уравнения состояния белого карлика, уравнение состояния которого представляет собой уравнение состояния вырожденного газа , которое можно описать в тесном согласии со специальной теорией относительности . Однако в случае с нейтронной звездой усиление эффектов общей теории относительности больше нельзя игнорировать. Было предложено несколько уравнений состояния (FPS, UU, APR, L, SLy и другие), и текущие исследования все еще пытаются ограничить теории, чтобы они могли предсказывать материю нейтронных звезд. [21] [50] Это означает, что связь между плотностью и массой не полностью известна, и это вызывает неопределенность в оценках радиуса. Например, нейтронная звезда 1,5  M ☉ может иметь радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 километра (для EOS FPS, UU, APR или L соответственно). [50]

Состав

Поперечное сечение нейтронной звезды. Плотности выражены в терминах ρ 0 — плотности насыщения ядерной материи , при которой нуклоны начинают соприкасаться.

Текущее понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но некоторые детали можно было бы сделать путем изучения колебаний нейтронных звезд . Астеросейсмология , исследование, применяемое к обычным звездам, может раскрыть внутреннюю структуру нейтронных звезд, анализируя наблюдаемые спектры звездных колебаний. [21]

Современные модели показывают, что материя на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер , сплющенных в твердую решетку, через зазоры между которыми течет море электронов . Возможно, что ядра на поверхности состоят из железа из-за высокой энергии связи железа на нуклон. [51] Также возможно, что тяжелые элементы, такие как железо, просто опускаются под поверхность, оставляя только легкие ядра, такие как гелий и водород . [51] Если температура поверхности превышает10 6  кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая могла бы существовать в более холодных нейтронных звездах (температура <106 кельвинов )  . [51]

Предполагается, что «атмосфера» нейтронной звезды имеет толщину не более нескольких микрометров, а ее динамика полностью контролируется магнитным полем нейтронной звезды. Ниже атмосферы встречается твердая «корка». Эта кора чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальными неровностями поверхности порядка миллиметров или меньше) из-за сильного гравитационного поля. [52] [53]

Двигаясь внутрь, мы встречаем ядра со все возрастающим числом нейтронов; такие ядра быстро распались бы на Земле, но их стабильность поддерживается огромным давлением. Поскольку этот процесс продолжается на увеличивающейся глубине, поток нейтронов становится подавляющим, и концентрация свободных нейтронов быстро увеличивается. В этой области есть ядра, свободные электроны и свободные нейтроны. Ядра становятся все меньше (гравитация и давление подавляют сильное взаимодействие ), пока не достигается ядро, по определению точка, где существует в основном нейтроны. Ожидаемая иерархия фаз ядерного вещества во внутренней коре была охарактеризована как « ядерная паста » с меньшим количеством пустот и более крупными структурами в сторону более высоких давлений. [54] Состав сверхплотной материи ядра остается неопределенным. Одна модель описывает ядро ​​как сверхтекучее нейтронно-вырожденное вещество (в основном нейтроны, с небольшим количеством протонов и электронов). Возможны более экзотические формы материи, включая вырожденную странную материю (содержащую странные кварки в дополнение к верхним и нижним кваркам ), материю, содержащую пионы и каоны высоких энергий в дополнение к нейтронам, [21] или сверхплотную кварково-вырожденную материю .

Радиация

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

Пульсары

Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитному излучению . Нейтронные звезды обычно излучают радиоволны и другое электромагнитное излучение, 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 вблизи магнитных полюсов создается сильное электростатическое поле , приводящее к эмиссии электронов . [55] Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий, что приводит к излучению кривизны , причем излучение сильно поляризовано в направлении плоскости кривизны. [55] Кроме того, фотоны высокой энергии могут взаимодействовать с фотонами более низкой энергии и магнитным полем для образования электрон-позитронных пар , что посредством электрон-позитронной аннигиляции приводит к образованию дополнительных фотонов высокой энергии. [55]

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, можно описать как магнитосферное излучение , применительно к магнитосфере нейтронной звезды. [56] Его не следует путать с магнитным дипольным излучением , которое испускается, поскольку магнитная ось не совпадает с осью вращения, с частотой излучения, такой же, как частота вращения нейтронной звезды. [55]

Если ось вращения нейтронной звезды отличается от магнитной оси, внешние наблюдатели будут видеть эти лучи излучения только тогда, когда магнитная ось направлена ​​к ним 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 со свойствами вращения, отличными от известных нейтронных звезд. [57] Неясно, как генерируется его радиоизлучение, и это бросает вызов нынешнему пониманию того, как развиваются пульсары. [58]

Непульсирующие нейтронные звезды

Помимо пульсаров, также были идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя они могут иметь незначительные периодические изменения светимости. [59] [60] Это, по-видимому, характерно для источников рентгеновского излучения, известных как центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCO в SNR), которые считаются молодыми, радиотихими изолированными нейтронными звездами. [59]

Спектры

Помимо радиоизлучения , нейтронные звезды были обнаружены и в других частях электромагнитного спектра . Сюда входят видимый свет , ближнее инфракрасное , ультрафиолетовое , рентгеновское и гамма-лучи . [56] Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как рентгеновские пульсары, если они питаются от аккреции , а те, которые идентифицируются в видимом свете, известны как оптические пульсары . Большинство обнаруженных нейтронных звезд, в том числе идентифицированных в оптических, рентгеновских и гамма-лучах, также излучают радиоволны; [61] Краб- Пульсар производит электромагнитное излучение во всем спектре. [61] Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиотихими нейтронными звездами , у которых не обнаружено радиоизлучения. [62]

Вращение

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

Вращение вниз

P – P - точечная диаграмма известных пульсаров с вращательным движением (красный), аномальных рентгеновских пульсаров (зеленый), пульсаров с высокоэнергетическим излучением (синий) и двойных пульсаров (розовый).

Со временем нейтронные звезды замедляются, поскольку их вращающиеся магнитные поля фактически излучают энергию, связанную с вращением; более старым нейтронным звездам на каждый оборот может потребоваться несколько секунд. 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, то есть скорость замедления вращения, обозначается символом ( P -точка), производной P по времени. Он определяется как периодическое увеличение времени в единицу времени; это безразмерная величина , но ее можно выразить в с⋅с −1 (секундах в секунду). [55]

Скорость замедления вращения ( P -dot) нейтронных звезд обычно находится в диапазонеот 10 до 2210 -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 низкой для обеспечения работы механизма радиоизлучения, и нейтронную звезду больше нельзя будет обнаружить. [55]

P и P -dot позволяют оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд. [55] P и P -dot также могут использоваться для расчета характерного возраста пульсара, но дают оценку, которая несколько превышает истинный возраст, когда она применяется к молодым пульсарам. [55]

P и P -dot также можно объединить с моментом инерции нейтронной звезды, чтобы оценить величину, называемую светимостью со спином вниз , которая обозначается символом ( E -dot). Это не измеренная светимость, а рассчитанная скорость потери энергии вращения, которая проявляется в виде излучения. Для нейтронных звезд, у которых светимость при уменьшении вращения сравнима с фактической светимостью , нейтронные звезды называются « приводимыми в движение вращением ». [55] [56] Наблюдаемая светимость Крабовидного Пульсара сравнима со светимостью со спином вниз, что подтверждает модель, согласно которой кинетическая энергия вращения приводит в действие излучение от него. [55] В случае нейтронных звезд, таких как магнетары, действительная светимость которых превышает светимость со спином вниз примерно в сто раз, предполагается, что светимость обусловлена ​​магнитной диссипацией, а не вращением. [63]

P и P -dot также можно нанести на графики нейтронных звезд, чтобы создать диаграмму P – P -dot. Она кодирует огромное количество информации о популяции пульсаров и ее свойствах, и по ее важности для нейтронных звезд ее сравнивают с диаграммой Герцшпрунга-Рассела . [55]

Раскрутить

Компьютерное моделирование, изображающее нейтронную звезду с аккреционным диском, излучающую рентгеновские лучи через магнитную ось.

Скорость вращения нейтронной звезды может увеличиваться — процесс, известный как раскрутка. Иногда нейтронные звезды поглощают вращающееся по орбите вещество звезд-компаньонов, увеличивая скорость вращения и превращая нейтронную звезду в сплюснутый сфероид . Это вызывает увеличение скорости вращения нейтронной звезды более чем в сто раз в секунду в случае миллисекундных пульсаров.

Самая быстро вращающаяся на сегодняшний день нейтронная звезда, PSR J1748-2446ad , вращается со скоростью 716 оборотов в секунду. [64] В статье 2007 года сообщалось об обнаружении рентгеновского всплеска колебаний, который обеспечивает косвенное измерение вращения, частотой 1122  Гц от нейтронной звезды XTE J1739-285 , [65] что предполагает 1122 вращения в секунду. Однако в настоящее время этот сигнал был замечен только один раз, и его следует рассматривать как предварительный, пока он не будет подтвержден еще одним всплеском от этой звезды.

Глюки и звездотрясения

Представление художника НАСА о « звездном землетрясении » или «звездном землетрясении».

Иногда нейтронная звезда испытывает сбой , внезапное небольшое увеличение скорости вращения или раскрутки. [66] Считается, что сбои являются следствием звездотрясения : по мере замедления вращения нейтронной звезды ее форма становится более сферической. Из-за жесткости «нейтронной» коры это происходит дискретными событиями, когда кора разрывается, создавая звездное землетрясение, подобное землетрясениям. После звездотрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, а поскольку угловой момент сохраняется, скорость ее вращения увеличится.

Звездотрясения, происходящие в магнетарах и вызывающие в результате сбои, являются основной гипотезой источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-ретрансляторы. [39]

Однако недавние исследования показывают, что звездотрясение не выделит достаточно энергии для сбоя нейтронной звезды; Было высказано предположение, что вместо этого 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 в увеличении скорости вращения. [67] [66]

Антиглюки

Также сообщалось об анти-сбое, внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. [68] Это произошло в магнетаре 1E 2259+586, что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости замедления. Современные модели нейтронных звезд не предсказывают такого поведения. Если причина была внутренней, это предполагает различное вращение твердой внешней коры и сверхтекучего компонента внутренней структуры магнетара. [68] [66]

Население и расстояния

В настоящее время известно около 3200 нейтронных звезд в Млечном Пути и Магеллановых Облаках , большинство из которых обнаружено как радиопульсары. Нейтронные звезды в основном сконцентрированы вдоль диска Млечного Пути, хотя разброс перпендикулярно диску велик, поскольку процесс взрыва сверхновой может придать вновь образовавшейся нейтронной звезде высокие поступательные скорости (400 км/с).

Некоторые из самых близких известных нейтронных звезд — это RX J1856.5-3754, которая находится примерно в 400 световых годах от Земли, и PSR J0108-1431 примерно в 424 световых годах. [69] RX J1856.5-3754 является членом тесной группы нейтронных звезд под названием «Великолепная семерка» . Другую близлежащую нейтронную звезду, которая была обнаружена транзитом на фоне созвездия Малой Медведицы, ее канадские и американские первооткрыватели прозвали Кальверой в честь злодея из фильма 1960 года «Великолепная семерка» . 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 численность значительно превосходит более старые нейтронные звезды, которые можно было бы обнаружить только по их излучению черного тела и гравитационному воздействию на другие звезды.

Системы двойных нейтронных звезд

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

Около 5% всех известных нейтронных звезд являются членами двойной системы . Образование и эволюция двойных нейтронных звезд [70] и двойных нейтронных звезд [71] могут представлять собой сложный процесс. Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звездами главной последовательности , красными гигантами , белыми карликами и другими нейтронными звездами. Согласно современным теориям эволюции двойных систем, ожидается, что нейтронные звезды существуют также 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 . [72] [73]

Рентгеновские двойные системы

Двойные системы, содержащие нейтронные звезды, часто излучают рентгеновские лучи, которые испускаются горячим газом, когда он падает 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 аккумулирует этот газ, ее масса может увеличиваться; если накопится достаточная масса, нейтронная звезда может коллапсировать в черную дыру. [74]

Слияние двойных нейтронных звезд и нуклеосинтез

Наблюдается сокращение расстояния между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе по мере испускания гравитационных волн . [75] В конечном итоге нейтронные звезды вступят в контакт и сольются. Слияние двойных нейтронных звезд — одна из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков . Убедительные доказательства в пользу этой модели были получены в результате наблюдения килоновой звезды, связанной с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B, [76] и окончательно подтверждены обнаружением гравитационной волны GW170817 и короткого гамма-всплеска 170817A LIGO , Virgo и 70 обсерваториями. охватывающий электромагнитный спектр, наблюдающий за событием. [77] [78] [79] [80] Считается, что свет, излучаемый килоновой, возникает в результате радиоактивного распада материала, выброшенного при слиянии двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственным за производство многих химических элементов, помимо железа , [81] в отличие от теории нуклеосинтеза сверхновых .

Планеты

Впечатление художника о слиянии двух нейтронных звезд, которое приводит к удивительно короткому (1-2 секунды), но очень мощному событию, известному как короткий гамма-всплеск [82]

Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты . Они могут быть первоначальными, околоземными , захваченными или результатом второго раунда формирования планет. Пульсары также могут отрывать атмосферу от звезды, оставляя остаток планетарной массы, который можно понимать как хтоническую планету или звездный объект в зависимости от интерпретации. Что касается пульсаров, то такие планеты-пульсары можно обнаружить с помощью метода определения времени пульсара , который обеспечивает высокую точность и позволяет обнаруживать гораздо меньшие планеты, чем другие методы. Две системы были окончательно подтверждены. Первыми когда-либо обнаруженными экзопланетами были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор вокруг PSR B1257+12 , открытые в 1992–1994 годах. Из них Драугр — самая маленькая из когда-либо обнаруженных экзопланет, ее масса в два раза больше массы Луны. Другая система - PSR B1620-26 , в которой околозвездная планета вращается вокруг двойной системы нейтронная звезда-белый карлик. Также есть несколько неподтвержденных кандидатов. Планеты-пульсары получают мало видимого света, но получают огромное количество ионизирующей радиации и высокоэнергетического звездного ветра, что делает их довольно враждебной средой для жизни, как ее сейчас понимают.

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 г. (материалы были опубликованы в январе 1934 г.) Вальтер Бааде и Фриц Цвикки высказали предположение о существовании нейтронных звезд [83] [e] менее чем через два года после открытия нейтрона Джеймс Чедвик . [86] В поисках объяснения происхождения сверхновых 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 тогда правильно предположили, что высвобождение гравитационной энергии связи нейтронных звезд приводит в действие сверхновую: «В процессе сверхновой масса в массе уничтожается». Считалось, что нейтронные звезды слишком слабы, чтобы их можно было обнаружить, и над ними велось мало работ до ноября 1967 года, когда Франко Пачини указал, что если нейтронные звезды вращаются и имеют большие магнитные поля, то будут излучаться электромагнитные волны. Без его ведома радиоастроном Энтони Хьюиш и его аспирантка Джоселин Белл в Кембридже вскоре должны были обнаружить 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 радиояркостной температуры в Крабовидной туманности ». [87] Этим источником оказался Крабовидный Пульсар, возникший в результате великой сверхновой 1054 года .

В 1967 году Иосиф Шкловский исследовал рентгеновские и оптические наблюдения Скорпиона Х-1 и правильно пришел к выводу, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции . [88]

В 1967 году Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш обнаружили регулярные радиоимпульсы от PSR B1919+21 . Позже этот пульсар 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 открыты как пульсары, излучающие регулярные радиоимпульсы.

В 1968 году Ричард В. Э. Лавлейс и его коллеги открыли период пульсара в Крабе с помощью обсерватории Аресибо . [89] [90] После этого открытия учёные пришли к выводу, что пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды . [91] До этого многие учёные считали, что пульсары — это пульсирующие белые карлики .

В 1971 году Риккардо Джаккони , Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили пульсации длительностью 4,8 секунды в источнике рентгеновского излучения в созвездии Центавра , Cen X-3 . [92] Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источник энергии является гравитационным и возникает в результате дождя газа, падающего на поверхность нейтронной звезды из звезды-компаньона или межзвездной среды .

В 1974 году Энтони Хьюиш был удостоен Нобелевской премии по физике «за решающую роль в открытии пульсаров» без участия Джоселин Белл в этом открытии. [93]

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 излучать гравитационные волны и, таким образом, их орбита должна со временем затухать. Это действительно наблюдалось, именно так, как предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году за это открытие Тейлор и Халс были удостоены Нобелевской премии по физике . [94]

В 1982 году Дон Бэкер и его коллеги обнаружили первый миллисекундный пульсар PSR B1937+21 . [95] Этот объект вращается со скоростью 642 раза в секунду, что накладывает фундаментальные ограничения на массу и радиус нейтронных звезд. Позже было обнаружено множество миллисекундных пульсаров, но PSR B1937+21 оставался самым быстровращающимся известным пульсаром в течение 24 лет, пока не был открыт PSR J1748-2446ad (который вращается примерно 716 раз в секунду).

В 2003 году Марта Бургай и ее коллеги обнаружили первую систему двойной нейтронной звезды, в которой оба компонента обнаруживаются как пульсары, PSR J0737-3039 . [96] Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных тестов общей теории относительности, некоторые из них с беспрецедентной точностью.

В 2010 году Пол Деморест и его коллеги измерили массу миллисекундного пульсара PSR J1614-2230 и составили1,97 ± 0,04  M ☉ , с использованием задержки Шапиро . [97] Это было значительно выше, чем любая ранее измеренная масса нейтронной звезды (1,67  M ☉ , см. PSR J1903+0327 ), и накладывает серьезные ограничения на внутренний состав нейтронных звезд.

В 2013 году Джон Антониадис и его коллеги измерили массу PSR J0348+0432:2,01 ± 0,04  M ☉ , с использованием спектроскопии белых карликов. [98] Это подтвердило существование таких массивных звезд другим методом. Кроме того, это позволило впервые провести проверку общей теории относительности с использованием такой массивной нейтронной звезды.

В августе 2017 года LIGO и Virgo впервые обнаружили гравитационные волны, создаваемые сталкивающимися нейтронными звездами ( GW170817 ), [99] что привело к дальнейшим открытиям о нейтронных звездах.

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B , событие гамма-всплеска, обнаруженное в 2015 году, может быть напрямую связано с историческим GW170817 и связано со слиянием двух нейтронных звезд . Сходство между этими двумя событиями с точки зрения гамма- , оптического и рентгеновского излучения, а также природы связанных с ними родительских галактик «поразительно», что позволяет предположить, что оба отдельных события могут быть результатом слияния. По мнению исследователей , обе могут быть килоновой звездой , которая может быть более распространена во Вселенной, чем считалось ранее. [100] [101] [102] [103]

В июле 2019 года астрономы сообщили, что новый метод определения постоянной Хаббла и устранения несоответствия более ранних методов был предложен на основе слияний пар нейтронных звезд после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817. [104] [105] Их измерение постоянной Хаббла:70,3+5,3
−5,0(км/с)/Мпк. [106]

Исследование, проведенное в 2020 году аспирантом Саутгемптонского университета Фабианом Гиттинсом, показало, что неровности поверхности («горы») могут иметь высоту всего лишь доли миллиметра (около 0,000003% диаметра нейтронной звезды), что в сотни раз меньше, чем предполагалось ранее. последствия необнаружения гравитационных волн от вращающихся нейтронных звезд. [53] [107] [108]

Подтипы

Различные типы нейтронных звезд
Компьютерные изображения нейтронной звезды с аккреционным диском и проецируемыми линиями магнитного поля, на которых видны всплески мощного рентгеновского излучения . Моделирование взято из данных 2017 года обсерваторий NuSTAR и Swift НАСА, а также обсерваторий XMM-Newton ЕКА.

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

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

Примеры нейтронных звезд

Представление художника о планете-пульсаре PSR B1257+12 C с яркими полярными сияниями.

Галерея

Смотрите также

Примечания

  1. ^ ab Звезда размером 10  M ☉ коллапсирует в черную дыру. [28]
  2. ^ 3,7 × 10 17  кг/м 3 происходит от массы2,68 × 10 30  кг /объем звезды радиуса 12 км;5,9 × 10 17  кг/м 3 происходит от массы4,2 × 10 30  кг на объем звезды радиусом 11,9 км.
  3. ^ Средняя плотность материала в нейтронной звезде радиусом 10 км равна1,1 × 10 12  кг/см 3 . Следовательно, 5 мл такого материала5,5 × 10 12  кг , или 5 500 000 000 метрических тонн . Это примерно в 15 раз превышает общую массу человеческого населения мира. Альтернативно, 5 мл нейтронной звезды радиусом 20 км (средняя плотность8,35 × 10 10  кг/см 3 ) имеет массу около 400 миллионов метрических тонн, или примерно массу всего человека. Гравитационное поле составляет ок.2 × 10 11 г или ок.2 × 10 12 Н/кг. Вес Луны рассчитан на 1 г.
  4. ^ Плотность магнитной энергии для поля B равна U знак равно µ 0 B 2 ⁄ 2 . [41] Подставляя B =10 8  T , получим U =4 × 10 21  Дж/м 3 . Разделив на c 2 , получим эквивалентную массовую плотность44 500  кг/м 3 , что превышает стандартную плотность по температуре и давлению всех известных материалов. Сравнить с22 590  кг/м 3 для осмия , самого плотного стабильного элемента.
  5. ↑ Еще до открытия нейтрона, в 1931 году, нейтронные звезды предсказал Лев Ландау , который писал о звездах, где «атомные ядра вступают в тесный контакт, образуя одно гигантское ядро». [84] Однако широко распространенное мнение о том, что Ландау предсказал нейтронные звезды, оказывается ошибочным. [85]

Рекомендации

  1. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H. дои : 10.1086/375341. S2CID  59065632.
  2. ^ Гленденнинг, Норман К. (2012). Компактные звезды: ядерная физика, физика элементарных частиц и общая теория относительности (иллюстрированное издание). Springer Science & Business Media. п. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. Архивировано из оригинала 31 января 2017 г. Проверено 21 марта 2016 г.
  3. ^ Семена, Майкл; Бэкман, Дана (2009). Астрономия: Солнечная система и за ее пределами (6-е изд.). Cengage Обучение. п. 339. ИСБН 978-0-495-56203-0. Архивировано из оригинала 06 февраля 2021 г. Проверено 22 февраля 2018 г.
  4. ^ Толман, RC (1939). «Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости» (PDF) . Физический обзор . 55 (4): 364–373. Бибкод : 1939PhRv...55..364T. doi : 10.1103/PhysRev.55.364. Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2018 г. Проверено 30 июня 2019 г.
  5. ^ Оппенгеймер-младший; Волков, Г.М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Бибкод : 1939PhRv...55..374O. doi : 10.1103/PhysRev.55.374.
  6. ^ «Нейтронные звезды» (PDF) . www.astro.princeton.edu . Архивировано (PDF) из оригинала 9 сентября 2021 года . Проверено 14 декабря 2018 г.
  7. ^ Дучин, Ф.; Гензель, П. (декабрь 2001 г.). «Единое уравнение состояния плотной материи и структуры нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 380 (1): 151–167. arXiv : astro-ph/0111092 . Бибкод : 2001A&A...380..151D. дои : 10.1051/0004-6361:20011402. ISSN  0004-6361. S2CID  17516814.
  8. ^ Аб Кросуэлл, Кен (22 июля 2022 г.). «Самая тяжелая нейтронная звезда в истории в 2,35 раза больше массы Солнца». Новости науки . Проверено 25 июля 2022 г.
  9. ^ «Вопросы и ответы: остатки сверхновых и нейтронные звезды», Chandra.harvard.edu (5 сентября 2008 г.)
  10. ^ «Модели магнитной водородной атмосферы и нейтронная звезда RX J1856.5-3754» (PDF), Wynn CG Ho et al. , Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 375 , стр. 821-830 (2007), отправлено 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  K     при уровне достоверности 2𝜎 (95%); подробностисм. в §4, рис. 6 их статьи.
  11. ^ «Солнце менее активно, чем другие солнечноподобные звезды» (PDF), Тимо Рейнхольд и др ., ArXiv:astro-ph.SR (4 мая 2020 г.) ArXiv:2005.01401
  12. ^ "Совершите поездку по небу ASM" . heasarc.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 01 октября 2021 г. Проверено 23 мая 2016 г.
  13. ^ «Плотность Земли». 10 марта 2009 г. Архивировано из оригинала 12 ноября 2013 г. Проверено 23 мая 2016 г.
  14. ^ Хессельс, Джейсон; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Х.; Фрейре, Пауло CC; и другие. (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. 
  15. ^ Найе, Роберт (13 января 2006 г.). «Вращающийся пульсар бьет рекорд». Небо и телескоп . Архивировано из оригинала 29 декабря 2007 г. Проверено 18 января 2008 г.
  16. ^ "NASA.gov" . Архивировано из оригинала 08 сентября 2018 г. Проверено 5 августа 2020 г.
  17. ↑ Камензинд, Макс (24 февраля 2007 г.). Компактные объекты в астрофизике: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Springer Science & Business Media. п. 269. Бибкод : 2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1. Архивировано из оригинала 29 апреля 2021 года . Проверено 6 сентября 2017 г.
  18. ^ Эбботт, BP; Эбботт, Р.; Эбботт, Т.Д.; Ачернезе, Ф.; Экли, К.; Адамс, К.; Адамс, Т.; Аддессо, П.; Ричард; Ховард; Адхикари, RX; Хуан-Вэй (2017). «Многопосланные наблюдения за слиянием двойной нейтронной звезды». Письма астрофизического журнала . 848 (2): Л12. arXiv : 1710.05833 . Бибкод : 2017ApJ...848L..12A. дои : 10.3847/2041-8213/aa91c9 . S2CID  217162243.
  19. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B.
  20. ^ Балли, Джон; Рейпурт, Бо (2006). Рождение звезд и планет (иллюстрированное изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 207. ИСБН 978-0-521-80105-8. Архивировано из оригинала 31 января 2017 г. Проверено 30 июня 2016 г.
  21. ^ abcd Гензель, Павел; Потехин Александр Юрьевич; Яковлев, Дмитрий Георгиевич (2007). Нейтронные звезды . Спрингер. ISBN 978-0-387-33543-8.
  22. ^ ab «Замечательные свойства нейтронных звезд - свежие новости Чандры». ЧандраБлог . 28 марта 2013 г. Проверено 16 мая 2022 г.
  23. ^ Сува, Юдай; Ёсида, Такаши; Сибата, Масару; Умеда, Хидеюки; Такахаши, Ко (2018). «О массовом распределении и массах рождения нейтронных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 481 (3): 3305–3312. arXiv : 1808.02328 . doi : 10.1093/mnras/sty2460.
  24. ^ Озель, Ферьял; Псалтис, Димитриос; Нараян, Рамеш; Сантос Вильярреал, Антонио (сентябрь 2012 г.). «О массовом распределении и массах рождения нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 757 (1): 13. arXiv : 1201.1006 . Бибкод : 2012ApJ...757...55O. дои : 10.1088/0004-637X/757/1/55. S2CID  119120778.
  25. ^ Шамель, Н.; Гензель, Павел; Здуник, Дж.Л.; Фантина, AF (19 ноября 2013 г.). «О максимальной массе нейтронных звезд». Международный журнал современной физики . 1 (28): 1330018. arXiv : 1307.3995 . Бибкод : 2013IJMPE..2230018C. дои : 10.1142/S021830131330018X. S2CID  52026378.
  26. ^ Реццолла, Лучано; Мост, Элиас Р.; Вей, Лукас Р. (2018). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 852 (2): Л25. arXiv : 1711.00314 . Бибкод : 2018ApJ...852L..25R. дои : 10.3847/2041-8213/aaa401 . S2CID  119359694.
  27. ^ Кромарти, ХТ; Фонсека, Э.; Рэнсом, С.М.; Деморест, ПБ; Арзуманян З.; Блумер, Х.; Брук, PR; ДеСезар, Мэн; Дольч, Т. (16 сентября 2019 г.). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природная астрономия . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Бибкод : 2020NatAs...4...72C. дои : 10.1038/s41550-019-0880-2. ISSN  2397-3366. S2CID  118647384.
  28. ^ "Черные дыры". Центр космических полетов Годдарда (GSFC). Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА). Архивировано из оригинала 29 октября 2014 г. Проверено 23 июня 2010 г.
  29. ^ abc Латтимер, Джеймс М. (2015). «Знакомство с нейтронными звездами». Серия конференций Американского института физики . Материалы конференции AIP. 1645 (1): 61–78. Бибкод : 2015AIPC.1645...61L. дои : 10.1063/1.4909560 .
  30. ^ Яковлев, Д.Г.; Каминкер, А.Д.; Гензель, П.; Гнедин, О.Ю. (2002). «Охлаждающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Бибкод : 2002A&A...389L..24Y. дои : 10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160.
  31. ^ «Расчет плотности нейтронной звезды». Архивировано из оригинала 24 февраля 2006 г. Проверено 11 марта 2006 г.Примечание:3 × 10 17  кг/ м 33 × 10 14  г/см 3
  32. ^ Озель, Ферьял; Фрейре, Пауло (2016). «Массы, радиусы и уравнение состояния нейтронных звезд». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 54 (1): 401–440. arXiv : 1603.02698 . Бибкод : 2016ARA&A..54..401O. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023322. S2CID  119226325.
  33. ^ «Квантовый корпускулярно-волновой дуализм: темы Science.gov». www.science.gov . Проверено 10 июня 2023 г.
  34. ^ Язаджиев, Стойчо С.; Донева, Даниэла Д.; Коккотас, Костас Д. (октябрь 2018 г.). «Приливные числа Лава нейтронных звезд в гравитации f (R)». Европейский физический журнал C . 78 (10): 818. arXiv : 1803.09534 . Бибкод : 2018EPJC...78..818Y. doi : 10.1140/epjc/s10052-018-6285-z. ПМК 6244867 . ПМИД  30524193. 
  35. ^ Хиндерер, Таня; Лакей, Бенджамин Д.; Ланг, Райан Н.; Прочтите, Джоселин С. (2010). «Приливная деформация нейтронных звезд с реалистичными уравнениями состояния и их гравитационно-волновыми сигнатурами в двойной спиральной системе». Физический обзор D . 81 (12): 123016. arXiv : 0911.3535 . Бибкод : 2010PhRvD..81l3016H. doi : 10.1103/PhysRevD.81.123016. S2CID  14819350.
  36. ^ Байм, Г; Петик, К. (декабрь 1975 г.). «Нейтронные звезды». Ежегодный обзор ядерной науки . 25 (1): 27–77. Бибкод : 1975ARNPS..25...27B. дои : 10.1146/annurev.ns.25.120175.000331 . ISSN  0066-4243.
  37. ^ abcde Райзенеггер, А. (2003). «Происхождение и эволюция магнитных полей нейтронных звезд». arXiv : astro-ph/0307133 .
  38. ^ "Интернет-каталог McGill SGR/AXP" . Архивировано из оригинала 23 июля 2020 года . Проверено 2 января 2014 г.
  39. ^ аб Кувелиоту, Крисса; Дункан, Роберт С.; Томпсон, Кристофер (февраль 2003 г.). «Магнетары». Научный американец . 288 (2): 34–41. Бибкод : 2003SciAm.288b..34K. doi : 10.1038/scientificamerican0203-34. ПМИД  12561456.
  40. ^ Каспи, В.М.; Гавриил, Ф.П. (2004). «(Аномальные) рентгеновские пульсары». Ядерная физика Б . Дополнения к материалам дела. 132 : 456–465. arXiv : astro-ph/0402176 . Бибкод : 2004NuPhS.132..456K. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080. S2CID  15906305.
  41. ^ "Мир физики Эрика Вайсштейна" . scienceworld.wolfram.com . Архивировано из оригинала 23 апреля 2019 г.
  42. ^ Дункан, Роберт С. (март 2003 г.). «Магнетары, мягкие гамма-ретрансляторы и очень сильные магнитные поля». Архивировано из оригинала 19 января 2020 г. Проверено 17 апреля 2018 г.
  43. ^ abc 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)
  44. ^ Грин, Саймон Ф.; Джонс, Марк Х.; Бернелл, С. Джоселин (2004). Введение в Солнце и звезды (иллюстрированное издание). Издательство Кембриджского университета. п. 322. ИСБН 978-0-521-54622-5. Архивировано из оригинала 31 января 2017 г. Проверено 9 июня 2016 г.
  45. ^ "Peligroso lugar para jugar tenis" . Датос Фрик (на испанском языке). Архивировано из оригинала 11 июня 2016 года . Проверено 3 июня 2016 г.
  46. ^ Марсия Бартусяк (2015). Черная дыра: как идея, от которой отказались ньютоновцы, которую ненавидел Эйнштейн и на которую сделал ставку Хокинг, стала любимой . Издательство Йельского университета. п. 130. ИСБН 978-0-300-21363-8.
  47. ^ Массы и радиусы нейтронных звезд. Архивировано 17 декабря 2011 г. в Wayback Machine , стр. 9/20, низ
  48. ^ Хессельс, Джейсон В.Т; Рэнсом, Скотт М; Лестница, Ингрид Х; Фрейре, Пауло CC; Каспи, Виктория М; Камило, Фернандо (2001). «Структура нейтронной звезды и уравнение состояния». Астрофизический журнал . 550 (426): 426–442. arXiv : astro-ph/0002232 . Бибкод : 2001ApJ...550..426L. дои : 10.1086/319702. S2CID  14782250.
  49. ^ ab CODATA 2014
  50. ^ АБ НАСА. Уравнение нейтронной звезды государственной науки получено 26 сентября 2011 г.
  51. ^ abc Бескин, Василий С. (1999). «Радиопульсары». Успехи физики . 42 (11): 1173–1174. Бибкод : 1999PhyU...42.1071B. doi : 10.1070/pu1999v042n11ABEH000665. S2CID  250831196.
  52. ^ Дорогой, Дэвид. «нейтронная звезда». www.daviddarling.info . Архивировано из оригинала 24 января 2009 г. Проверено 12 января 2009 г.
  53. ↑ Аб Бейкер, Гарри (21 июля 2021 г.). «Горы» нейтронных звезд на самом деле представляют собой микроскопические выступы высотой менее миллиметра». Живая наука . Архивировано из оригинала 25 июля 2021 года . Проверено 25 июля 2021 г.
  54. ^ Понс, Хосе А.; Вигано, Даниэле; Ри, Нанда (2013). «Слишком много «макаронов», чтобы пульсары могли раскрутиться». Физика природы . 9 (7): 431–434. arXiv : 1304.6546 . Бибкод : 2013NatPh...9..431P. дои : 10.1038/nphys2640. S2CID  119253979.
  55. ^ abcdefghijk Кондон, Дж. Дж. и Рэнсом, С. М. «Свойства пульсара (основы радиоастрономии)». Национальная радиоастрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 10 апреля 2016 года . Проверено 24 марта 2016 г.
  56. ^ abcdef Павлов, Георгий. «Рентгеновские свойства пульсаров с вращательным движением и термически излучающих нейтронных звезд» (PDF) . Pulsarastronomy.net. Архивировано (PDF) из оригинала 6 декабря 2015 года . Проверено 6 апреля 2016 г.
  57. ^ Калеб, Маниша; Хейвуд, Ян; Раджваде, Каустубх; Малента, Матеуш; Уиллем Стэпперс, Бенджамин; Барр, Юэн; Чен, Вэйвэй; Морелло, Винсент; Санидас, Сотирис; ван ден Эйнден, Якоб; Крамер, Майкл (30 мая 2022 г.). «Открытие радиоизлучающей нейтронной звезды со сверхдлинным периодом вращения 76 с». Природная астрономия . 6 (7): 828–836. arXiv : 2206.01346 . Бибкод : 2022NatAs...6..828C. дои : 10.1038/s41550-022-01688-x. ISSN  2397-3366. ПМЦ 7613111 . PMID  35880202. S2CID  249212424. 
  58. ^ «На звездном кладбище обнаружена необычная нейтронная звезда» . Сиднейский университет . Проверено 1 июня 2022 г.
  59. ^ abcdefg Де Лука, Андреа (2008). «Центральные компактные объекты в остатках сверхновых». Материалы конференции AIP . 983 : 311–319. arXiv : 0712.2209 . Бибкод : 2008AIPC..983..311D. CiteSeerX 10.1.1.769.699 . дои : 10.1063/1.2900173. S2CID  118470472. 
  60. ^ Клочков, Д.; Пуэльхофер, Г.; Сулейманов В.; Саймон, С.; Вернер, К.; Сантанджело, А. (2013). «Непульсирующая нейтронная звезда в остатке сверхновой HESS J1731-347/G353.6–0,7 с углеродной атмосферой». Астрономия и астрофизика . 556 : А41. arXiv : 1307.1230 . Бибкод : 2013A&A...556A..41K. дои : 10.1051/0004-6361/201321740. S2CID  119184617.
  61. ^ ab «7. Пульсары на других длинах волн». Границы современной астрономии . Центр астрофизики Джодрелла Бэнка. Архивировано из оригинала 10 апреля 2016 года . Проверено 6 апреля 2016 г.
  62. ^ Бразье, KTS и Джонстон, С. (август 2013 г.). «Последствия радиотихих нейтронных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 305 (3): 671. arXiv : astro-ph/9803176 . Бибкод : 1999MNRAS.305..671B. дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x. S2CID  6777734.
  63. ^ Чжан, Б. «Сила магнитаров с нисходящим вращением» (PDF) . Федеральный университет Риу-Гранди-ду-Сул. Архивировано (PDF) из оригинала 6 февраля 2021 года . Проверено 24 марта 2016 г.
  64. ^ 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. 
  65. ^ Каарет, П.; Прискорн, З.; Занд, JJM в 'т; Брандт, С.; Лунд, Н.; Мерегетти, С.; Гетц, Д.; Куулкерс, Э.; Томсик, Дж. А. (2007). «Свидетельства о всплесках рентгеновских лучей частотой 1122 Гц от рентгеновского переходного процесса нейтронной звезды XTE J1739-285». Астрофизический журнал . 657 (2): L97–L100. arXiv : astro-ph/0611716 . Бибкод : 2007ApJ...657L..97K. дои : 10.1086/513270. ISSN  0004-637X. S2CID  119405361.
  66. ^ abc Антонелли, Марко; Монтоли, Алессандро; Пиццочеро, Пьер (ноябрь 2022 г.), «Взгляд на физику внутренностей нейтронных звезд на основе сбоев пульсаров», Астрофизика в XXI веке с компактными звездами , стр. 219–281, arXiv : 2301.12769 , doi : 10.1142/9789811220944_0007, ISBN 978-981-12-2093-7
  67. ^ Альпар, М. Али (1 января 1998 г.). «Пульсары, глюки и сверхтекучести». Physicsworld.com. Архивировано из оригинала 6 декабря 2008 года . Проверено 12 января 2009 г.
  68. ^ аб 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.
  69. ^ Посселт, Б.; Нойхойзер, Р.; Хаберл, Ф. (март 2009 г.). «Поиски субзвездных спутников молодых изолированных нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (2): 533–545. arXiv : 0811.0398 . Бибкод : 2009A&A...496..533P. дои : 10.1051/0004-6361/200810156. S2CID  10639250.
  70. ^ Таурис, ТМ; Ван Ден Хеувел, EPJ (2006). Формирование и эволюция компактных звездных источников рентгеновского излучения . Бибкод : 2006csxs.book..623T. Рис. 16.4. Иллюстрация относительного распределения всех ~ 1500 наблюдаемых радиопульсаров. Около 4% являются членами бинарной системы.
  71. ^ 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.
  72. ^ Эбботт, BP; Эбботт, Р.; Эбботт, Т.Д.; Ачернезе, Ф.; Экли, К.; и другие. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (16 октября 2017 г.). «GW170817: Наблюдение гравитационных волн от спирали двойной нейтронной звезды». Письма о физических отзывах . Американское физическое общество (APS). 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Бибкод : 2017PhRvL.119p1101A. дои : 10.1103/physrevlett.119.161101 . ISSN  0031-9007. ПМИД  29099225.
  73. ^ Эбботт, BP; Эбботт, Р.; Эбботт, Т.Д.; Абернати, MR; Ачернезе, Ф.; и другие. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (11 февраля 2016 г.). «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр». Письма о физических отзывах . 116 (6): 1161102. arXiv : 1602.03837 . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A. дои : 10.1103/physrevlett.116.061102 . ISSN  0031-9007. ПМИД  26918975.
  74. ^ Левин, Уолтер; Ван дер Клис, Мишель (2010). Компактные звездные источники рентгеновского излучения . Бибкод : 2010csxs.book.....L.
  75. ^ Тейлор, Дж. Х.; Вайсберг, Дж. М. (15 февраля 1982 г.). «Новый тест общей теории относительности – Гравитационное излучение и двойной пульсар PSR 1913+16». Астрофизический журнал . 253 : 908. Бибкод : 1982ApJ...253..908T. дои : 10.1086/159690.
  76. ^ Танвир, Н.; Леван, Эй Джей; Фрухтер, А.С.; Хьорт, Дж.; Хаунселл, РА; Виерсма, К.; Танниклифф, РЛ (2013). «Килонова, связанная с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B». Природа . 500 (7464): 547–549. arXiv : 1306.4971 . Бибкод : 2013Natur.500..547T. дои : 10.1038/nature12505. PMID  23912055. S2CID  205235329.
  77. ↑ Чо, Адриан (16 октября 2017 г.). «Слияние нейтронных звезд порождает гравитационные волны и небесное световое шоу». Наука . Архивировано из оригинала 18 октября 2017 года . Проверено 16 октября 2017 г.
  78. ^ Прощай, Деннис (16 октября 2017 г.). «LIGO впервые обнаружила жестокое столкновение нейтронных звезд». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 16 октября 2017 года . Проверено 16 октября 2017 г.
  79. ^ Кастельвекки, Давиде (2017). «Ходят слухи о новом виде наблюдения гравитационных волн». Новости природы . дои : 10.1038/nature.2017.22482.
  80. ^ Эбботт, BP; и другие. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (16 октября 2017 г.). «GW170817: Наблюдение гравитационных волн от спирали двойной нейтронной звезды». Письма о физических отзывах . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Бибкод : 2017PhRvL.119p1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID  29099225. S2CID  217163611.
  81. ↑ Урри, Мэг (20 июля 2013 г.). «Золото приходит от звезд». Си-Эн-Эн. Архивировано из оригинала 22 июля 2017 года . Проверено 20 июля 2013 г.
  82. ^ «Телескопы Gemini помогают раскрыть происхождение заброшенных гамма-всплесков» . Проверено 16 декабря 2022 г.
  83. ^ Бааде, Вальтер и Цвикки, Фриц (1934). «Замечания о сверхновых и космических лучах» (PDF) . Физический обзор . 46 (1): 76–77. Бибкод : 1934PhRv...46...76B. дои : 10.1103/PhysRev.46.76.2. Архивировано (PDF) из оригинала 24 февраля 2021 г. Проверено 16 сентября 2019 г.
  84. ^ Ландау, Лев Д. (1932). «К теории звезд». Физ. З. Советюнион . 1 : 285–288.
  85. ^ Гензель, П; Потехин А.Ю.; Яковлев Д.Г., ред. (2007). Нейтронные звезды 1: Уравнение состояния и структуры . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 326. Спрингер. Бибкод : 2007ASSL..326.....H. ISBN 978-0387335438.
  86. ^ Чедвик, Джеймс (1932). «О возможном существовании нейтрона». Природа . 129 (3252): 312. Бибкод : 1932Natur.129Q.312C. дои : 10.1038/129312a0 . S2CID  4076465.
  87. ^ Хьюиш, А. и Окойе, SE (1965). «Свидетельства существования необычного источника высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности». Природа . 207 (4992): 59–60. Бибкод : 1965Natur.207...59H. дои : 10.1038/207059a0. S2CID  123416790.
  88. ^ Шкловский И.С. (апрель 1967 г.). «О природе источника рентгеновского излучения SCO XR-1». Астрофизический журнал . 148 (1): Л1–Л4. Бибкод : 1967ApJ...148L...1S. дои : 10.1086/180001.
  89. ^ Комелла, Дж. М.; Крафт, HD; Ловелас, РВЭ; Саттон, Дж. М. (1969). «Пульсар Крабовидной туманности NP 0532». Природа . 221 (5179): 453. Бибкод : 1969Natur.221..453C. дои : 10.1038/221453a0. S2CID  4213758.
  90. ^ Ловелас, РВЕ; Саттон, Дж. М. (1969). «Цифровые методы поиска пульсаров». Природа . 222 (5190): 231. Бибкод : 1969Natur.222..231L. дои : 10.1038/222231a0. S2CID  4294389.
  91. ^ Ловелас, РВЕ; Тайлер, GL (2012). «Об открытии периода пульсара Крабовидной туманности». Обсерватория . 132 (3): 186. Бибкод : 2012Obs...132..186L.
  92. ^ Гош, Пранаб (2007). Пульсары, работающие на вращении и аккреции (иллюстрированное издание). Всемирная научная. п. 8. ISBN 978-981-02-4744-7. Архивировано из оригинала 06 февраля 2021 г. Проверено 29 ноября 2016 г.
  93. ^ Ланг, Кеннет (2007). Компаньон по астрономии и астрофизике: хронология и глоссарий с таблицами данных (иллюстрированное издание). Springer Science & Business Media. п. 82. ИСБН 978-0-387-33367-0. Архивировано из оригинала 06 февраля 2021 г. Проверено 29 ноября 2016 г.
  94. ^ Гензель, Павел; Потехин Александр Юрьевич; Яковлев, Дмитрий Георгиевич (2007). Нейтронные звезды 1: Уравнение состояния и структуры (иллюстрированное издание). Springer Science & Business Media. п. 474. ИСБН 978-0-387-47301-7. Архивировано из оригинала 06 февраля 2021 г. Проверено 29 ноября 2016 г.
  95. ^ Грэм-Смит, Фрэнсис (2006). Пульсарная астрономия (иллюстрированное изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 11. ISBN 978-0-521-83954-9. Архивировано из оригинала 06 февраля 2021 г. Проверено 29 ноября 2016 г.
  96. ^ Гош, Пранаб (2007). Пульсары, работающие на вращении и аккреции (иллюстрированное издание). Всемирная научная. п. 281. ИСБН 978-981-02-4744-7. Архивировано из оригинала 06 февраля 2021 г. Проверено 29 ноября 2016 г.
  97. ^ Деморест, Пол Б.; Пеннуччи, Т.; Рэнсом, С.М.; Робертс, MS; Хессельс, JW (2010). «Нейтронная звезда с двумя солнечными массами, измеренная с использованием задержки Шапиро». Природа . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010.5788 . Бибкод : 2010Natur.467.1081D. дои : 10.1038/nature09466. PMID  20981094. S2CID  205222609.
  98. ^ Антониадис, Джон (2012). «Массивный пульсар в компактной релятивистской двойной системе». Наука . 340 (6131): 1233232. arXiv : 1304,6875 . Бибкод : 2013Sci...340..448A. CiteSeerX 10.1.1.769.4180 . дои : 10.1126/science.1233232. PMID  23620056. S2CID  15221098. 
  99. ↑ Буртник, Кимберли М. (16 октября 2017 г.). «Обнаружение LIGO сталкивающихся нейтронных звезд порождает глобальные усилия по изучению этого редкого события». Архивировано из оригинала 23 октября 2017 года . Проверено 17 ноября 2017 г.
  100. ^ Университет Мэриленда (16 октября 2018 г.). «Все в семье: обнаружен родственник источника гравитационных волн. Новые наблюдения показывают, что килоновые звезды — огромные космические взрывы, производящие серебро, золото и платину, — могут быть более распространенными, чем предполагалось». ЭврекАлерт! . Архивировано из оригинала 16 октября 2018 года . Проверено 17 октября 2018 г.
  101. ^ Троя, Э.; и другие. (16 октября 2018 г.). «Светящаяся синяя килоновая звезда и внеосевая струя от компактного слияния двойной пары на z = 0,1341». Природные коммуникации . 9 (4089 (2018)): 4089. arXiv : 1806.10624 . Бибкод : 2018NatCo...9.4089T. дои : 10.1038/s41467-018-06558-7. ПМК 6191439 . ПМИД  30327476. 
  102. ↑ Мохон, Ли (16 октября 2018 г.). «GRB 150101B: дальний родственник GW170817». НАСА . Архивировано из оригинала 22 марта 2019 года . Проверено 17 октября 2018 г.
  103. ↑ Уолл, Майк (17 октября 2018 г.). «Мощная космическая вспышка, вероятно, является еще одним слиянием нейтронной звезды». Space.com . Архивировано из оригинала 17 октября 2018 года . Проверено 17 октября 2018 г.
  104. ^ Национальная радиоастрономическая обсерватория (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить трудности измерения расширения Вселенной — слияния нейтронных звезд могут создать нового «космического правителя»». ЭврекАлерт! . Архивировано из оригинала 8 июля 2019 года . Проверено 8 июля 2019 г.
  105. ↑ Финли, Дэйв (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить трудности измерения расширения Вселенной». Национальная радиоастрономическая обсерватория . Архивировано из оригинала 8 июля 2019 года . Проверено 8 июля 2019 г.
  106. ^ Хотокезака, К.; и другие. (8 июля 2019 г.). «Измерение постоянной Хаббла по сверхсветовому движению струи в GW170817». Природная астрономия . 3 (10): 940–944. arXiv : 1806.10596 . Бибкод : 2019NatAs...3..940H. дои : 10.1038/s41550-019-0820-1. S2CID  119547153.
  107. ↑ Плейт, Фил (23 июля 2021 г.). «Самая высокая гора нейтронной звезды может иметь высоту в доли миллиметра». Сифы . Архивировано из оригинала 25 июля 2021 года . Проверено 25 июля 2021 г.
  108. ^ Гиттинс, Фабиан; Андерссон, Нильс (2021). «Моделирование гор нейтронных звезд в теории относительности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 507 (stab2048): 116–128. arXiv : 2105.06493 . doi : 10.1093/mnras/stab2048.
  109. ^ Мерегетти, Сандро (апрель 2010 г.). «Рентгеновское излучение изолированных нейтронных звезд». Высокоэнергетическое излучение пульсаров и их систем . Труды по астрофизике и космической науке. Том. 21. С. 345–363. arXiv : 1008.2891 . Бибкод : 2011ASSP...21..345M. дои : 10.1007/978-3-642-17251-9_29. ISBN 978-3-642-17250-2. S2CID  117102095.
  110. ^ Павлов, Г.Г.; Завлин, В.Е. (2000). «Тепловое излучение изолированных нейтронных звезд». Высокоэнергетические физические процессы и механизмы излучения астрофизической плазмы . 195 : 103. Бибкод : 2000IAUS..195..103P.
  111. ^ 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.
  112. ^ Накамура, Т. (1989). «Двойной субмиллисекундный пульсар и модель коллапса вращающегося ядра для SN1987A». Успехи теоретической физики . 81 (5): 1006–1020. Бибкод : 1989PThPh..81.1006N. дои : 10.1143/PTP.81.1006.
  113. ^ Ди Стефано, Розанна (2020). «Динамическая доля Роша в иерархических тройках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 491 (1): 495. arXiv : 1903.11618 . Бибкод : 2020MNRAS.491..495D. doi : 10.1093/mnras/stz2572.
  114. ^ Томпсон, Тодд А.; Берроуз, Адам; Мейер, Брэдли С. (2001). «Физика протонейтронных звездных ветров: значение для нуклеосинтеза r-процесса». Астрофизический журнал . 562 (2): 887. arXiv : astro-ph/0105004 . Бибкод : 2001ApJ...562..887T. дои : 10.1086/323861. S2CID  117093903.
  115. ^ Романи, Роджер В.; Кандел, Д.; Филиппенко Алексей Владимирович; Бринк, Томас Г.; Чжэн, Вэйкан (11 июля 2022 г.). «PSR J0952-0607: Самая быстрая и тяжелая известная галактическая нейтронная звезда». Письма астрофизического журнала . 934 (2): Л17. arXiv : 2207.05124 . Бибкод : 2022ApJ...934L..17R. дои : 10.3847/2041-8213/ac8007 . S2CID  250451299.

Источники

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с нейтронными звездами .