WikiDer > Нейтронная звезда

Neutron star
Историю Ларри Нивена см. Нейтронная звезда (рассказ).
Моделирование нейтронной звезды. гравитационное линзирование фон, из-за чего он кажется искаженным.
Излучение от быстро вращающегося пульсар PSR B1509-58 заставляет соседний газ выделять Рентгеновские лучи (золото) и освещает остальную часть туманность, здесь видно в инфракрасный (синий и красный).

А нейтронная звезда это рухнул основной массивного сверхгигантская звезда, который имел общую массу от 10 до 25 солнечные массы, возможно, больше, если звезда была особенно богата металлами.[1] Нейтронные звезды - самые маленькие и самые плотные звездные объекты, не считая черные дыры и гипотетический белые дыры, кварковые звезды, и странные звезды.[2] Нейтронные звезды имеют радиус порядка 10 километров (6,2 мили) и массу около 1,4. солнечные массы.[3] Они являются результатом сверхновая звезда взрыв массивная звезда, в сочетании с гравитационный коллапс, который сжимает ядро ​​прошлого белый Гном звездная плотность к плотности атомные ядра.

После образования они больше не выделяют тепло и со временем остывают; однако они могут развиваться дальше через столкновение или же нарастание. Большинство базовых моделей этих объектов подразумевают, что нейтронные звезды почти полностью состоят из нейтроны (субатомные частицы без сетки электрический заряд и с немного большей массой, чем протоны); электроны и протоны, присутствующие в нормальном веществе, объединяются, чтобы произвести нейтроны в условиях нейтронной звезды. Нейтронные звезды частично защищены от дальнейшего коллапса за счет давление нейтронного вырождения, явление, описанное Принцип исключения Паули, так же как белые карлики поддерживаются против коллапса давление электронного вырождения. Однако давления нейтронного вырождения недостаточно, чтобы удерживать объект больше 0,7M☉[4][5] а ядерные силы отталкивания играют большую роль в поддержке более массивных нейтронных звезд.[6][7] Если остаточная звезда имеет масса превышение Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова. с массой около 2 солнечных, комбинация давления вырождения и ядерных сил недостаточна для поддержки нейтронной звезды, и она продолжает коллапсировать, образуя черная дыра.

Нейтронные звезды, которые можно наблюдать, очень горячие и обычно имеют температуру поверхности около 600000 K.[8][9][10][11][а] Они настолько плотны, что спичечный коробок нормального размера, содержащий материал нейтронной звезды, имел бы вес примерно 3 миллиарда тонн, такой же вес, как кусок Земли размером 0,5 кубического километра (куб с краями около 800 метров) от поверхности Земли. .[12][13] Их магнитные поля между 108 и 1015 (От 100 миллионов до 1 квадриллиона) раз сильнее магнитного поля Земли. Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет около 2×1011 (200 миллиардов) раз больше гравитационного поля Земли.

Когда ядро ​​звезды коллапсирует, скорость ее вращения увеличивается в результате сохранение углового момента, и, следовательно, новообразованные нейтронные звезды вращаются со скоростью до нескольких сотен раз в секунду. Некоторые нейтронные звезды испускают пучки электромагнитного излучения, которые позволяют обнаруживать их как пульсары. Действительно, открытие пульсаров Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш в 1967 году было первое наблюдательное предположение о существовании нейтронных звезд. Считается, что излучение пульсаров в основном исходит из областей вблизи их магнитных полюсов. Если магнитные полюса не совпадают с осью вращения нейтронной звезды, эмиссионный луч будет охватывать небо, а если смотреть с расстояния, если наблюдатель находится где-то на пути луча, он будет выглядеть как импульсы излучения. исходящий из фиксированной точки в пространстве (так называемый «эффект маяка»). Известная нейтронная звезда с самым быстрым вращением PSR J1748-2446ad, вращаясь со скоростью 716 раз в секунду[14][15] или 43 000 число оборотов в минуту, что дает линейную скорость на поверхности порядка 0.24 c (т.е. почти четверть скорость света).

Считается, что в мире насчитывается около миллиарда нейтронных звезд. Млечный Путь,[16] и как минимум несколько сотен миллионов - цифра, полученная путем оценки количества звезд, подвергшихся взрывам сверхновых.[17] Однако большинство из них старые, холодные и очень мало излучают; большинство нейтронных звезд, которые были обнаружены, возникают только в определенных ситуациях, когда они излучают, например, если они являются пульсаром или частью двойной системы. Медленно вращающиеся и неаккрецирующие нейтронные звезды практически не обнаруживаются; однако, поскольку Космический телескоп Хаббла обнаружение RX J185635−3754, были обнаружены несколько соседних нейтронных звезд, которые, по-видимому, излучают только тепловое излучение. Репитеры мягкой гаммы предположительно являются нейтронными звездами с очень сильными магнитными полями, известными как магнетары, или, альтернативно, нейтронные звезды с ископаемыми дисками вокруг них.[18]

Нейтронные звезды в двойных системах могут испытывать нарастание что обычно делает систему яркой в Рентгеновские лучи в то время как материал, падающий на нейтронную звезду, может образовывать горячие точки, которые вращаются и исчезают в определенных Рентгеновский пульсар системы. Кроме того, такая аккреция может «перерабатывать» старые пульсары и потенциально заставлять их набирать массу и раскручиваться до очень высоких скоростей вращения, образуя так называемые миллисекундные пульсары. Эти двоичные системы будут продолжать эволюционировать, и со временем товарищи могут стать компактные объекты такие как белые карлики или сами нейтронные звезды, хотя другие возможности включают полное уничтожение компаньона через абляция или слияние. Слияние двойных нейтронных звезд может быть источником кратковременные гамма-всплески и, вероятно, являются сильными источниками гравитационные волны. В 2017 году прямое обнаружение (GW170817) гравитационных волн от такого события,[19] и гравитационные волны также были косвенно обнаружены в система, в которой две нейтронные звезды вращаются вокруг друг друга.

Формирование

Упрощенное представление образования нейтронных звезд.

Любой главная последовательность звезда с начальной массой более 8 раз массы Солнца (8M☉) может дать нейтронную звезду. По мере того, как звезда удаляется от главной последовательности, последующее ядерное сгорание образует богатое железом ядро. Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активная зона должна поддерживаться только давлением вырождения. Дальнейшие отложения массы в результате горения оболочки приводят к превышению допустимой Предел Чандрасекара. Давление электронного вырождения преодолевается, и ядро ​​продолжает схлопываться, заставляя температуры взлетать до 5×109 K. При этих температурах фотодезинтеграция (распад ядер железа на альфа-частицы гамма-лучами высокой энергии). Когда температура поднимается еще выше, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны через захват электронов, выпуская поток нейтрино. Когда плотности достигают ядерной плотности 4×1017 кг / м3, сочетание сильная сила давление отталкивания и нейтронного вырождения останавливает сжатие.[20] Падающая внешняя оболочка звезды останавливается и выбрасывается наружу потоком нейтрино, образующимся при рождении нейтронов, становясь сверхновой. Остаток - нейтронная звезда. Если остаток имеет массу больше примерно 3M☉, он коллапсирует дальше, превращаясь в черную дыру.[21]

Поскольку ядро ​​массивной звезды сжимается во время Сверхновая типа II или Тип Ib или Тип Ic сверхновая звезда, и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет большую часть своего угловой момент. Но поскольку он имеет лишь крошечную долю радиуса своего родителя (и, следовательно, его момент инерции резко уменьшается) нейтронная звезда образуется с очень высокой скоростью вращения, а затем в течение очень длительного периода замедляется. Известны нейтронные звезды с периодами вращения от 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также дает очень высокую поверхностная сила тяжести, с типичными значениями от 1012 до 1013 РС2 (более 1011 раз, что из земной шар).[11] Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что нейтронные звезды имеют скорость убегания начиная с 100000 км / с к 150 000 км / с, то есть от трети до половины скорость света. Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающую материю до огромной скорости. Сила его удара, вероятно, разрушила бы составляющие атомы объекта, сделав все вещество идентичным, во многих отношениях, остальной части нейтронной звезды.

Характеристики

Масса и температура

Нейтронная звезда имеет массу не менее 1,1солнечные массы (M☉). Верхний предел массы нейтронной звезды называется Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова. и обычно составляет около 2,1M☉,[22][23] но недавняя оценка устанавливает верхний предел на уровне 2,16M☉.[24] Максимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14M☉ за PSR J0740 + 6620 обнаружен в сентябре 2019 года.[25] Компактные звезды ниже Предел Чандрасекара из 1,39M☉ обычно белые карлики тогда как компактные звезды с массой между 1,4M☉ и 2,16M☉ предполагается, что это нейтронные звезды, но существует интервал в несколько десятых солнечной массы, где массы маломассивных нейтронных звезд и больших белых карликов могут перекрываться. Считается, что за пределами 2.16M☉ звездный остаток преодолеет сильное силовое отталкивание и давление нейтронного вырождения так что гравитационный коллапс возникнет черная дыра, но наименьшая наблюдаемая масса звездная черная дыра около 5M☉.[b] Между 2,16M☉ и 5M☉, гипотетические звезды промежуточных масс, такие как кварковые звезды и электрослабые звезды были предложены, но не было доказано их существование.[b]

Температура внутри новообразованной нейтронной звезды составляет примерно 1011 к 1012 кельвин.[27] Однако огромное количество нейтрино он излучает столько энергии, что температура изолированной нейтронной звезды падает в течение нескольких лет примерно до 106 кельвин.[27] При этой более низкой температуре большая часть света, излучаемого нейтронной звездой, находится в рентгеновских лучах.

Некоторые исследователи предложили систему классификации нейтронных звезд с использованием римские цифры (не путать с Классы светимости Йеркса для невырожденных звезд), чтобы отсортировать нейтронные звезды по их массе и скорости охлаждения: тип I для нейтронных звезд с низкой массой и скоростью охлаждения, тип II для нейтронных звезд с большей массой и скоростью охлаждения и предлагаемый тип III для нейтронных звезд с еще большая масса, приближающаяся к 2M☉, и с более высокой скоростью охлаждения и, возможно, кандидатами на экзотические звезды.[28]

Плотность и давление

Нейтронные звезды имеют общую плотность 3.7×1017 к 5.9×1017 кг / м3 (2.6×1014 к 4.1×1014 раз больше плотности Солнца),[c] что сравнимо с приблизительной плотностью атомное ядро из 3×1017 кг / м3.[29] Плотность нейтронной звезды варьируется от примерно 1×109 кг / м3 в коре - увеличиваясь с глубиной - примерно до 6×1017 или же 8×1017 кг / м3 (плотнее атомного ядра) глубже внутри.[27] Нейтронная звезда настолько плотная, что одна чайная ложка (5 миллилитры) его материала будет масса более 5.5×1012 кг, примерно в 900 раз больше массы Великая пирамида в Гизе. В огромном гравитационном поле нейтронной звезды эта чайная ложка материала весить 1.1×1025 N, что в 15 раз больше, чем Луна весил бы, если бы его поместили на поверхность Земли.[d] Вся масса Земли при плотности нейтронной звезды поместилась бы в сферу диаметром 305 м (размер Обсерватория Аресибо). Давление увеличивается от 3.2×1031 к 1.6×1034 Па от внутренней корочки к центру.[30]

В уравнение состояния вещества при таких высоких плотностях точно неизвестно из-за теоретических трудностей, связанных с экстраполяцией вероятного поведения квантовая хромодинамика, сверхпроводимость, и сверхтекучесть материи в таких состояниях. Проблема усугубляется эмпирическими трудностями наблюдения характеристик любого объекта, который составляет сотни парсек прочь или дальше.

Нейтронная звезда обладает некоторыми свойствами атомное ядро, включая плотность (в пределах порядка) и состоящую из нуклоны. Поэтому в научно-популярных публикациях нейтронные звезды иногда называют «гигантскими ядрами». Однако в остальном нейтронные звезды и атомные ядра совершенно разные. Ядро удерживается вместе сильное взаимодействие, а нейтронная звезда удерживается вместе сила тяжести. Плотность ядра однородна, в то время как нейтронные звезды, по прогнозам, состоят из нескольких слоев с различным составом и плотностью.

Магнитное поле

Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд составляет от c. 104 до 1011 тесла.[31] Это на несколько порядков выше, чем у любого другого объекта: для сравнения, в лаборатории было получено непрерывное поле 16 Тл, которого достаточно, чтобы левитировать живую лягушку за счет диамагнитная левитация. Вариации напряженности магнитного поля, скорее всего, являются основным фактором, который позволяет различать разные типы нейтронных звезд по их спектрам и объясняет периодичность пульсаров.[31]

Нейтронные звезды, известные как магнетары имеют самые сильные магнитные поля, в диапазоне 108 до 1011 тесла[32] и стали широко принятой гипотезой для типов нейтронных звезд. мягкие гамма-ретрансляторы (SGR)[33] и аномальные рентгеновские пульсары (AXP).[34] Магнитный плотность энергии из 108 Поле T экстремально, значительно превышает масса-энергия плотность обычного вещества.[e] Поля этой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что вакуум становится двулучепреломляющий. Фотоны могут слиться или разделиться на две части, и образуются виртуальные пары частица-античастица. Поле меняет энергетические уровни электронов, и атомы выталкиваются 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 нагружать кору до точки разрушения. Переломы корки вызывают звездотрясения, наблюдаемые как чрезвычайно яркие миллисекундные жесткие 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 длится несколько минут.[36]

Происхождение сильного магнитного поля пока неясно.[31] Одна из гипотез - это «замораживание потока» или сохранение оригинального магнитный поток во время образования нейтронной звезды.[31] Если у объекта есть определенный магнитный поток по площади его поверхности, и эта область сжимается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, тогда 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 напряженность магнитного поля нейтронных звезд.[31]

Гравитация и уравнение состояния

Гравитационное отклонение света нейтронной звездой. Из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности (каждый участок сетки представляет собой 30 на 30 градусов).[37] В натуральные единицы, масса этой звезды равна 1, а радиус - 4, что в два раза больше Радиус Шварцшильда.[37]

Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет около 2×1011 раз сильнее чем на Земле, около 2.0×1012 РС2.[38] Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и искривляет излучение нейтронной звезды так, что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми.[37]Если радиус нейтронной звезды равен 3GM/c2 или меньше, то фотоны могут быть в ловушке на орбите, таким образом делая видимой всю поверхность этой нейтронной звезды. с единой точки обзора, наряду с дестабилизирующими орбитами фотонов на расстоянии 1 радиуса звезды или ниже.

Часть массы звезды, которая коллапсирует, образуя нейтронную звезду, высвобождается при взрыве сверхновой, из которого она образовалась (из закона эквивалентности массы и энергии, E = MC2). Энергия исходит от гравитационная энергия связи нейтронной звезды.

Следовательно, гравитационная сила типичной нейтронной звезды огромна. Если объект упадет с высоты одного метра на нейтронную звезду радиусом 12 километров, он достигнет земли со скоростью около 1400 километров в секунду.[39] Однако даже до удара приливная сила вызовет спагеттификация, разбивая любой обычный объект на поток материала.

Из-за огромной силы тяжести замедление времени между нейтронной звездой и Землей имеет большое значение. Например, восемь лет могло пройти на поверхности нейтронной звезды, а на Земле прошло бы десять лет, не считая эффекта замедления времени из-за ее очень быстрого вращения.[40]

Релятивистские уравнения состояния нейтронной звезды описывают зависимость радиуса от массы для различных моделей.[41] Наиболее вероятные радиусы для данной массы нейтронной звезды заключены в скобки моделями AP4 (наименьший радиус) и MS2 (наибольший радиус). BE - отношение массы гравитационной энергии связи, эквивалентной наблюдаемой гравитационной массе нейтронной звезды в "M" килограммов с радиусом "R" метров,[42]

      

Учитывая текущие значения

[43]
[43]

и массы звезды "M" обычно кратны одной солнечной массе,

то релятивистская дробная энергия связи нейтронной звезды равна

А 2M☉ Нейтронная звезда не будет компактнее, чем радиус 10 970 метров (модель AP4). Тогда его массовая доля гравитационной энергии связи будет 0,187, -18,7% (экзотермическая). Это не близко к 0,6 / 2 = 0,3, −30%.

В уравнение состояния для нейтронной звезды пока не известно. Предполагается, что он существенно отличается от белого карлика, уравнение состояния которого совпадает с уравнением состояния дегенеративный газ которые можно описать в тесном согласии с специальная теория относительности. Однако с нейтронной звездой нельзя больше игнорировать усиление эффектов общей теории относительности. Было предложено несколько уравнений состояния (FPS, UU, APR, L, SLy и другие), и текущие исследования все еще пытаются ограничить теории, чтобы сделать предсказания вещества нейтронной звезды.[11][44] Это означает, что связь между плотностью и массой полностью не известна, и это вызывает неопределенность в оценках радиуса. Например, 1,5M☉ нейтронная звезда может иметь радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 км (для EOS FPS, UU, APR или L соответственно).[44]

Структура

Поперечное сечение нейтронной звезды. Плотности указаны в ρ0 насыщение плотности ядерной материи, где нуклоны начинают соприкасаться.

Текущее понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но некоторые детали, возможно, удастся получить с помощью исследований осцилляции нейтронной звезды. Астеросейсмологияисследование, примененное к обычным звездам, может выявить внутреннюю структуру нейтронных звезд путем анализа наблюдаемых спектры звездных колебаний.[11]

Современные модели показывают, что вещество на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомные ядра раздавлены в твердую решетку с морем электроны течет через промежутки между ними. Возможно, что ядра на поверхности утюг, из-за высокого содержания железа энергия связи на нуклон.[45] Также возможно, что тяжелые элементы, такие как железо, просто тонут под поверхностью, оставляя только легкие ядра, такие как гелий и водород.[45] Если температура поверхности превышает 106 кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая может существовать в более холодных нейтронных звездах (температура <106 кельвин).[45]

Предполагается, что «атмосфера» нейтронной звезды имеет толщину не более нескольких микрометров, а ее динамика полностью контролируется магнитным полем нейтронной звезды. Под атмосферой встречается твердая «корка». Эта кора чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальной неровностью поверхности ~ 5 мм) из-за сильного гравитационного поля.[46]

Двигаясь внутрь, можно встретить ядра с постоянно увеличивающимся числом нейтронов; такие ядра будут быстро распадаться на Земле, но остаются стабильными благодаря огромному давлению. Поскольку этот процесс продолжается на увеличивающейся глубине, нейтронная капля становится подавляющим, и концентрация свободных нейтронов быстро увеличивается. В этой области есть ядра, свободные электроны и свободные нейтроны. Ядра становятся все более мелкими (гравитация и давление, подавляющие сильная сила) до достижения активной зоны, по определению точки, где в основном существуют нейтроны. Ожидаемая иерархия фаз ядерной материи во внутренней коре была охарактеризована как "ядерная паста", с меньшим количеством пустот и более крупными структурами в направлении более высоких давлений.[47]Состав сверхплотного вещества в ядре остается неопределенным. Одна модель описывает ядро ​​как сверхтекучий нейтронно-вырожденное вещество (в основном нейтроны, с некоторыми протонами и электронами). Возможны более экзотические формы материи, в том числе вырожденные. странное дело (содержащий странные кварки в добавление к вверх и вниз кварки), вещество, содержащее высокоэнергетические пионы и каоны помимо нейтронов,[11] или сверхплотный кварк-вырожденная материя.

Радиация

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

Пульсары

Основная статья: Pulsar

Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитное излучение. Нейтронные звезды обычно наблюдаются до пульс радиоволны и другое электромагнитное излучение, а нейтронные звезды, наблюдаемые с помощью импульсов, называются пульсары.

Считается, что излучение пульсаров вызывается ускорением частиц вблизи их магнитные полюса, которые не обязательно согласовывать с ось вращения нейтронной звезды. Считается, что большой электростатическое поле накапливается возле магнитных полюсов, что приводит к электрон эмиссия.[48] Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий, что приводит к искривление излучения, при этом излучение сильно поляризованный к плоскости кривизны.[48] Кроме того, высокая энергия фотоны может взаимодействовать с фотонами более низкой энергии и магнитным полем для рождение электрон-позитронных пар, который через электрон-позитронная аннигиляция приводит к дальнейшим фотонам высокой энергии.[48]

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, можно описать как магнитосферное излучение, ссылаясь на магнитосфера нейтронной звезды.[49] Не следует путать с магнитное дипольное излучение, который испускается, потому что магнитный ось не совмещен с осью вращения, с частотой излучения, такой же, как частота вращения нейтронной звезды.[48]

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. Следовательно, периодический наблюдаются импульсы с той же скоростью, что и вращение нейтронной звезды.

Непульсирующие нейтронные звезды

Помимо пульсаров, были идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя их светимость может незначительно изменяться.[50][51] Похоже, это характерно для источников рентгеновского излучения, известных как центральные компактные объекты в Остатки сверхновой (CCOs в SNR), которые считаются молодыми радиоспокойными изолированными нейтронными звездами.[50]

Спектры

В добавление к радио эмиссии нейтронные звезды также были идентифицированы в других частях электромагнитный спектр. Это включает в себя видимый свет, ближний инфракрасный, ультрафиолетовый, Рентгеновские лучи, и гамма излучение.[49] Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как Рентгеновские пульсары при аккреции, а те, что определены в видимом свете, известны как оптические пульсары. Большинство обнаруженных нейтронных звезд, в том числе идентифицированных в оптических, рентгеновских и гамма-лучах, также излучают радиоволны;[52] то Крабовый пульсар производит электромагнитное излучение по всему спектру.[52] Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиоспокойные нейтронные звезды, радиоизлучение не обнаружено.[53]

Вращение

После образования нейтронные звезды вращаются чрезвычайно быстро из-за сохранения углового момента; По аналогии с вращающимися фигуристами, тянущими свои руки, медленное вращение ядра исходной звезды ускоряется по мере того, как оно сжимается. Новорожденная нейтронная звезда может вращаться много раз в секунду.

Спин вниз

п–п-точечная диаграмма для известных вращающиеся пульсары (красный), аномальные рентгеновские пульсары (зеленый), пульсары с высокой энергией (синий) и двойные пульсары (розовый)

Со временем нейтронные звезды замедляются, поскольку их вращающиеся магнитные поля фактически излучают энергию, связанную с вращением; У более старых нейтронных звезд на каждый оборот может уйти несколько секунд. Это называется замедлить. Скорость, с которой нейтронная звезда замедляет свое вращение, обычно постоянна и очень мала.

В периодическое время (п) это период вращения, время одного вращения нейтронной звезды. Скорость замедления, скорость замедления вращения, затем обозначается символом (п-точка), производная из п относительно времени. Он определяется как периодическое увеличение времени в единицу времени; это безразмерная величина, но можно задать единицы s⋅s−1 (секунд в секунду).[48]

Скорость замедления (п-точка) нейтронных звезд обычно попадает в диапазон 10−22 до 10−9 s⋅s−1, при этом наблюдаемые нейтронные звезды с более коротким периодом (или более быстрым вращением) обычно имеют меньшие п-точка. По мере старения нейтронной звезды ее вращение замедляется (как п увеличивается); в конечном итоге скорость вращения станет слишком низкой, чтобы привести в действие механизм радиоизлучения, и нейтронную звезду больше нельзя будет обнаружить.[48]

п и п-точка позволяет оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд.[48] п и п-точку также можно использовать для расчета характерный возраст пульсара, но дает оценку, которая несколько превышает истинный возраст, когда она применяется к молодым пульсарам.[48]

п и п-точка также может быть объединена с нейтронной звездой. момент инерции оценить количество, называемое замедление яркость, которому присвоен символ (E-точка).Это не измеренная светимость, а скорее расчетная скорость потери вращательной энергии, которая проявляется в виде излучения. Для нейтронных звезд, у которых светимость при замедлении вращения сравнима с реальной яркость, нейтронные звезды называются "вращение с приводом".[48][49] Наблюдаемая светимость Крабовый пульсар сравнима со светимостью при вращении вниз, что подтверждает модель, согласно которой вращательная кинетическая энергия питает излучение от него.[48] С нейтронными звездами, такими как магнетары, где фактическая светимость превышает светимость при замедленном вращении примерно в сто раз, предполагается, что светимость обеспечивается за счет магнитного рассеяния, а не за счет вращения.[54]

п и п-точка также может быть нанесена для нейтронных звезд, чтобы создать п–п-точечная диаграмма. Он кодирует огромное количество информации о населении пульсаров и его свойствах, и его сравнивают с Диаграмма Герцшпрунга – Рассела по важности для нейтронных звезд.[48]

Раскрутить

Скорость вращения нейтронных звезд может увеличиваться - процесс, известный как раскрутить. Иногда нейтронные звезды поглощают вращающееся вещество от звезд-компаньонов, увеличивая скорость вращения и преобразовывая нейтронную звезду в сплюснутый сфероид. Это вызывает увеличение скорости вращения нейтронной звезды более чем в сто раз в секунду в случае миллисекундные пульсары.

Самая быстро вращающаяся нейтронная звезда из известных в настоящее время, PSR J1748-2446ad, вращается со скоростью 716 оборотов в секунду.[55] В статье 2007 года сообщалось об обнаружении колебания рентгеновской вспышки, которое обеспечивает косвенное измерение спина 1122Гц от нейтронной звезды XTE J1739-285,[56] предлагая 1122 оборота 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.

Сбои и звездотрясения

Концепция художника НАСА "звездотрясение", или" звездное землетрясение ".

Иногда нейтронная звезда претерпевает Сбой, внезапное небольшое увеличение скорости его вращения или раскручивание. Считается, что сбои являются результатом звездотрясение- по мере замедления вращения нейтронной звезды ее форма становится более сферической. Из-за жесткости «нейтронной» коры это происходит как дискретные события, когда кора разрывается, вызывая звездотрясение, подобное землетрясениям. После землетрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, а поскольку угловой момент сохраняется, ее скорость вращения увеличится.

Звездотрясения, происходящие в магнетары, что приводит к сбоям, является ведущей гипотезой для источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-ретрансляторы.[57]

Недавняя работа, однако, предполагает, что землетрясение не высвободит достаточно энергии для сбоя нейтронной звезды; Было высказано предположение, что сбои могут вместо этого 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.[58]

«Анти-глюки»

Сообщалось также о "анти-сбое", внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды.[59] Это произошло в магнетаре 1Э 2259 + 586, что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости замедления вращения. Современные модели нейтронных звезд не предсказывают такое поведение. Если причина была внутренней, это предполагает дифференциальное вращение твердой внешней коры и сверхтекучей составляющей внутренней структуры магнетара.[59]

Население и расстояния

Центральная нейтронная звезда в центре Крабовидная туманность.[60]

В настоящее время в мире насчитывается около 2000 известных нейтронных звезд. Млечный Путь и Магеллановы облака, большинство из которых были обнаружены как радио пульсары. Нейтронные звезды в основном сконцентрированы вдоль диска Млечного Пути, хотя распространение перпендикулярно диску велико, потому что процесс взрыва сверхновой может придать новообразованной нейтронной звезде высокие поступательные скорости (400 км / с).

Некоторые из ближайших известных нейтронных звезд: RX J1856.5−3754, что составляет около 400 световых лет с Земли, и ПСР J0108-1431 около 424 световых лет.[61] RX J1856.5-3754 является членом тесной группы нейтронных звезд, называемых Великолепная семерка. Еще одна соседняя нейтронная звезда, которая была обнаружена транзитом через созвездие Малой Медведицы, получила прозвище. Calvera его канадскими и американскими первооткрывателями после злодея из фильма 1960 г. Великолепная семерка. Этот быстро движущийся объект был обнаружен с помощью РОСАТ / Каталог ярких источников.

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

Системы двойных нейтронных звезд

Цирк X-1: Рентгеновские световые кольца от двойной нейтронной звезды (24 июня 2015 г .; Рентгеновская обсерватория Чандра)

Около 5% всех известных нейтронных звезд являются членами бинарная система. Формирование и эволюция двойных нейтронных звезд может быть сложным процессом.[62] Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звезды главной последовательности, красные гиганты, белые карлики или другие нейтронные звезды. Согласно современным теориям эволюции двойных звезд ожидается, что нейтронные звезды также существуют в двойных системах с компаньонами из черных дыр. Слияние двойных звезд, содержащих две нейтронные звезды или нейтронную звезду и черную дыру, наблюдалось по излучению гравитационные волны.[63][64]

Рентгеновские двойные системы

Основная статья: Рентгеновский двойной

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 аккрецирует этот газ, его масса может увеличиваться; если образуется достаточно массы, нейтронная звезда может коллапсировать в черную дыру.[65]

Слияние двойных нейтронных звезд и нуклеосинтез

Основная статья: Звездное столкновение

Расстояние между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе сокращается как гравитационные волны испускаются.[66] В конечном итоге нейтронные звезды соприкоснутся и срастутся. Слияние двойных нейтронных звезд является одной из ведущих моделей происхождения короткие гамма-всплески. Убедительное доказательство этой модели было получено в результате наблюдения килонова связанный с короткоживущим гамма-всплеском GRB 130603B,[67] и окончательно подтверждено обнаружением гравитационной волны GW170817 и коротко GRB 170817A к LIGO, Дева, и 70 обсерваторий, охватывающих электромагнитный спектр, наблюдающих за событием.[68][69][70][71] Считается, что свет, излучаемый килоновой, возникает в результате радиоактивного распада материала, выброшенного в результате слияния двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственным за производство многих химические элементы вне утюг,[72] в отличие от нуклеосинтез сверхновой теория.

Планеты

Художественная концепция планеты-пульсара с яркими полярными сияниями.
Основная статья: Планета Пульсар

Нейтронные звезды могут вместить экзопланеты. Это могут быть оригинальные, круговой, захвачены, или результат второго раунда формирования планеты. Пульсары также могут отделить звезду от атмосферы, оставив остаток планетарной массы, который можно понимать как хтоническая планета или звездный объект в зависимости от интерпретации. Для пульсаров такие планеты-пульсары можно обнаружить с помощью метод измерения времени пульсара, что позволяет с высокой точностью обнаруживать планеты гораздо меньшего размера, чем при использовании других методов. Окончательно подтверждены две системы. Первыми из когда-либо обнаруженных экзопланет были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор вокруг. PSR B1257 + 12, открытый в 1992–1994 гг. Из этих, Драугр это самая маленькая из когда-либо обнаруженных экзопланет с массой вдвое больше Луны. Другая система ПСР В1620−26, где кругосветная планета вращается вокруг двойной системы нейтронная звезда-белый карлик. Также есть несколько неподтвержденных кандидатов. Планеты-пульсары получают мало видимого света, но имеют огромное количество ионизирующего излучения и звездного ветра высокой энергии, что делает их довольно враждебной средой.

История открытий

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

На встрече Американское физическое общество в декабре 1933 г. (труды опубликованы в январе 1934 г.), Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположил существование нейтронных звезд,[73][f] менее чем через два года после открытие нейтрона к Джеймс Чедвик.[76] В поисках объяснения происхождения сверхновая звезда, 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 в то время правильно предположили, что высвобождение гравитационной энергии связи нейтронных звезд приводит в действие сверхновую: «В процессе сверхновой масса в объеме аннигилирует». Считалось, что нейтронные звезды слишком тусклые, чтобы их можно было обнаружить, и до ноября 1967 года над ними мало работало. Франко Пачини указал, что если нейтронные звезды вращаются и имеют большие магнитные поля, то электромагнитные волны будут излучаться. Без его ведома радиоастроном Энтони Хьюиш и его научный сотрудник Джоселин Белл в Кембридже вскоре должны были обнаружить радиоимпульсы от звезд, которые теперь считаются сильно намагниченными, быстро вращающимися нейтронными звездами, известными как пульсары.

В 1965 г. Энтони Хьюиш и Самуэль Окойе обнаружил «необычный источник высокой радиояркостной температуры в Крабовидная туманность".[77] Этот источник оказался Крабовый пульсар в результате великих сверхновая 1054 г..

В 1967 г. Иосиф Шкловский изучили рентгеновские и оптические наблюдения Скорпион X-1 и правильно сделал вывод, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии нарастание.[78]

В 1967 г. Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш обнаружили регулярные радиоимпульсы от PSR B1919 + 21. Этот пульсар позже была интерпретирована 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 1971 г. Риккардо Джаккони, Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили 4,8-секундные пульсации в источнике рентгеновского излучения в созвездие Центавр, Cen X-3.[79] Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источник энергии гравитационный и возникает в результате дождь падает на поверхность нейтронная звезда из звезда-компаньон или межзвездная среда.

В 1974 г. Энтони Хьюиш был награжден Нобелевская премия по физике "за его решающую роль в открытии пульсаров" без Джоселин Белл кто поделился открытием.[80]

В 1974 г. Джозеф Тейлор и Рассел Халс открыл первый двойной пульсар, PSR B1913 + 16, состоящий из двух нейтронных звезд (одна из которых выглядит как пульсар), вращающихся вокруг своего центра масс. Альберт Эйнштейнс общая теория относительности предсказывает, что массивные объекты на коротких двойных орбитах должны излучать гравитационные волны, и, следовательно, их орбита должна со временем затухать. Это действительно наблюдалось, в точности как предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году Тейлор и Халс были награждены премией. Нобелевская премия по физике за это открытие.[81]

В 1982 г. Дон Бэкер и коллеги открыли первый миллисекундный пульсар, PSR B1937 + 21.[82] Этот объект вращается 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 быстро вращающимся из известных пульсаров в течение 24 лет, пока PSR J1748-2446ad (который вращается более 700 раз в секунду) был обнаружен.

В 2003 г. Марта Бургай и его коллеги открыли первую систему двойных нейтронных звезд, в которой оба компонента можно обнаружить как пульсары, PSR J0737−3039.[83] Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных тестов общей теории относительности, некоторые из которых имеют беспрецедентную точность.

В 2010, Пол Деморест и его коллеги измерили массу миллисекундный пульсар ПСР J1614-2230 быть 1,97 ± 0,04M☉, с помощью Задержка Шапиро.[84] Это было значительно выше, чем масса любой нейтронной звезды, измеренной ранее (1,67M☉, видеть PSR J1903 + 0327) и накладывает сильные ограничения на внутренний состав нейтронных звезд.

В 2013, Джон Антониадис и коллеги измерили массу PSR J0348 + 0432 быть 2,01 ± 0,04M☉, с помощью белый Гном спектроскопия.[85] Это подтвердило существование таких массивных звезд другим методом. Кроме того, это позволило впервые испытать общая теория относительности используя такую ​​массивную нейтронную звезду.

В августе 2017 года LIGO и Virgo впервые обнаружили гравитационные волны, создаваемые сталкивающимися нейтронными звездами.[86]

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B, а гамма-всплеск событие, обнаруженное в 2015 году, может быть напрямую связано с историческим GW170817 и связаны с слияние двух нейтронных звезд. Сходства между двумя событиями с точки зрения гамма-луч, оптический и рентгеновский снимок выбросы, а также характер связанного хоста галактики, являются "поразительными", предполагая, что оба отдельных события могут быть результатом слияния нейтронных звезд, и оба могут быть килонова, что, по мнению исследователей, может быть более распространенным во Вселенной, чем предполагалось ранее.[87][88][89][90]

В июле 2019 года астрономы сообщили, что новый метод определения Постоянная Хаббла, и разрешить несоответствие более ранних методов, было предложено на основе слияния пар нейтронных звезд после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817.[91][92] Их измерение постоянной Хаббла 70.3+5.3
−5.0 (км / с) / Мпк.[93]

Таблица подтипов

Различные типы нейтронных звезд (24 июня 2020 г.)

Примеры нейтронных звезд

Художественный оттиск диска вокруг нейтронной звезды RX J0806.4-4123.[100]

Галерея

Видео - анимация

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Плотность нейтронной звезды увеличивается с увеличением ее массы, а ее радиус уменьшается нелинейно. (архивное изображение: График массового радиуса НАСА) Здесь новая страница: "RXTE обнаруживает квазипериодические колебания в килогерцах". НАСА. Получено 17 февраля 2016. (в частности изображение [1])
  2. ^ а б А 10M☉ звезда схлопнется в черную дыру.[26]
  3. ^ 3.7×1017 кг / м3 происходит от массы 2.68×1030 кг / объем звезды радиусом 12 км; 5.9×1017 кг / м3 происходит от массы 4.2×1030 кг на объем звездного радиуса 11,9 км
  4. ^ Средняя плотность вещества нейтронной звезды радиусом 10 км составляет 1.1×1012 кг / см3. Следовательно, 5 мл такого материала - это 5.5×1012 кг, или 5 500 000 000 метрических тонн. Это примерно в 15 раз больше общей массы населения мира. В качестве альтернативы 5 мл от нейтронной звезды радиусом 20 км (средняя плотность 8.35×1010 кг / см3) имеет массу около 400 миллионов метрических тонн, или около массы всего человека. Гравитационное поле составляет ок. 2×1011грамм или ок. 2×1012 Н / кг. Вес Луны рассчитывается как 1грамм.
  5. ^ Магнитный плотность энергии для поле B является U =μ0 B2⁄2 .[35] Подстановка В = 108 Т, получать U = 4×1021 Дж / м3 . Деление на c2 получается эквивалентная массовая плотность 44500 кг / м3, что превышает стандартная температура и давление плотность всех известных материалов. Сравнить с 22590 кг / м3 за осмий, наиболее плотный устойчивый элемент.
  6. ^ Еще до открытия нейтрона, в 1931 году, нейтронные звезды были ожидаемый к Лев Ландау, который писал о звездах, в которых «атомные ядра соприкасаются, образуя одно гигантское ядро».[74] Однако распространено мнение, что Ландау предсказанный нейтронные звезды оказываются неправы.[75]

Рекомендации

  1. ^ Heger, A .; Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; Langer, N .; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph / 0212469. Bibcode: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 (иллюстрированный ред.). Springer Science & Business Media. п. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3.
  3. ^ Семена, Майкл; Бакман, Дана (2009). Астрономия: Солнечная система и за ее пределами (6-е изд.). Cengage Learning. п. 339. ISBN 978-0-495-56203-0.
  4. ^ Толман, Р. К. (1939). «Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости» (PDF). Физический обзор. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939ПхРв ... 55..364Т. Дои:10.1103 / PhysRev.55.364.
  5. ^ Oppenheimer, J. R .; Волков, Г. М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939ПхРв ... 55..374О. Дои:10.1103 / PhysRev.55.374.
  6. ^ «Нейтронные звезды» (PDF). www.astro.princeton.edu. Получено 14 декабря 2018.
  7. ^ Douchin, F .; Хензель, П. (декабрь 2001 г.). «Единое уравнение состояния плотной материи и структуры нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика. 380 (1): 151–167. arXiv:astro-ph / 0111092. Bibcode:2001A & A ... 380..151D. Дои:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361. S2CID 17516814.
  8. ^ Кизилтан, Бюлент (2011). Переоценка основ: эволюция, возраст и масса нейтронных звезд. Универсальные издатели. ISBN 978-1-61233-765-4.
  9. ^ Измерения массы нейтронной звезды
  10. ^ "Спросите астрофизика". think.gsfc.nasa.gov.
  11. ^ а б c d е Haensel, Paweł; Потехин, Александр Юрьевич .; Яковлев, Дмитрий Г. (2007). Нейтронные звезды. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
  12. ^ "Путешествие по ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov.
  13. ^ «Плотность Земли». 2009-03-10.
  14. ^ Хессельс, Джейсон; Рэнсом, Скотт М .; Лестница, Ингрид Х .; Freire, Paulo C.C .; и другие. (2006). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph / 0601337. Bibcode:2006Научный ... 311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174. Дои:10.1126 / science.1123430. PMID 16410486. S2CID 14945340.
  15. ^ Наей, Роберт (13 января 2006 г.). "Вращающийся пульсар бьет рекорд". Небо и телескоп. Архивировано из оригинал на 2007-12-29. Получено 2008-01-18.
  16. ^ https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html
  17. ^ Камензинд, Макс (24 февраля 2007 г.). Компактные объекты в астрофизике: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Springer Science & Business Media. п. 269. Bibcode:2007coaw.book ..... C. ISBN 978-3-540-49912-1.
  18. ^ Чжан, Бин; Xu, R. X .; Цяо, Дж. Дж. (2000). "Природа и воспитание: модель мягких повторителей гамма-излучения". Астрофизический журнал. 545 (2): 127–129. arXiv:Astro-ph / 0010225. Bibcode:2000ApJ ... 545L.127Z. Дои:10.1086/317889. S2CID 14745312.
  19. ^ Abbott, B.P .; Abbott, R .; Abbott, T. D .; Acernese, F .; Ackley, K .; Adams, C .; Adams, T .; Addesso, P .; Ричард; Говард; Adhikari, R. X .; Хуан-Вэй (2017). "Наблюдения с использованием нескольких мессенджеров двойного слияния нейтронных звезд". Письма в астрофизический журнал. 848 (2): L12. arXiv:1710.05833. Bibcode:2017ApJ ... 848L..12A. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aa91c9. S2CID 217162243.
  20. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика. 305: 871–877. Bibcode:1996A и A ... 305..871B.
  21. ^ Балли, Джон; Рейпурт, Бо (2006). Рождение звезд и планет (иллюстрированный ред.). Издательство Кембриджского университета. п. 207. ISBN 978-0-521-80105-8.
  22. ^ Озель, Фериал; Псалтид, 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. Bibcode:2012ApJ ... 757 ... 55O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 757/1/55. S2CID 119120778.
  23. ^ Chamel, N .; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L .; Фантина, А. Ф. (19 ноября 2013 г.). «О максимальной массе нейтронных звезд». Международный журнал современной физики. 1 (28): 1330018. arXiv:1307.3995. Bibcode:2013IJMPE..2230018C. Дои:10.1142 / S021830131330018X. S2CID 52026378.
  24. ^ Резцолла, Лучано; Most, Elias R .; Вей, Лукас Р. (2018). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд». Астрофизический журнал. 852 (2): L25. arXiv:1711.00314. Bibcode:2018ApJ ... 852L..25R. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aaa401. S2CID 119359694.
  25. ^ Cromartie, H.T .; Fonseca, E .; Ransom, S.M .; Demorest, P.B .; Арзуманян, З .; Blumer, H .; Brook, P.R .; DeCesar, M.E .; Дольч, Т. (16.09.2019). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природа Астрономия. 4: 72–76. arXiv:1904.06759. Bibcode:2019NatAs.tmp..439C. Дои:10.1038 / с41550-019-0880-2. ISSN 2397-3366. S2CID 118647384.
  26. ^ "Черные дыры". Центр космических полетов Годдарда (GSFC). Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА).
  27. ^ а б c Латтимер, Джеймс М. (2015). «Введение в нейтронные звезды». Серия конференций Американского института физики. Материалы конференции AIP. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645 ... 61L. Дои:10.1063/1.4909560. Получено 2007-11-11.
  28. ^ Яковлев, Д.Г .; Каминкер, А.Д .; Haensel, P .; Гнедин, О.Ю. (2002). «Остывающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика. 389: L24 – L27. arXiv:Astro-ph / 0204233. Bibcode:2002A&A ... 389L..24Y. Дои:10.1051/0004-6361:20020699. S2CID 6247160.
  29. ^ «Расчет плотности нейтронной звезды». Получено 2006-03-11. NB 3 × 1017 кг / м3 является 3×1014 г / см3
  30. ^ Озель, Фериал; Фрейре, Пауло (2016). «Массы, радиусы и уравнения состояния нейтронных звезд». Анну. Rev. Astron. Астрофизики. 54 (1): 401–440. arXiv:1603.02698. Bibcode:2016ARA & A..54..401O. Дои:10.1146 / annurev-astro-081915-023322. S2CID 119226325.
  31. ^ а б c d е Райзенеггер, А. (2003). «Происхождение и эволюция магнитных полей нейтронных звезд» (PDF). Федеральный университет ду Риу Гранди ду Сул. arXiv:astro-ph / 0307133. Bibcode:2003astro.ph..7133R. Получено 21 марта 2016.
  32. ^ "Интернет-каталог McGill SGR / AXP". Получено 2 января 2014.
  33. ^ Ковелиоту, Крисса; Дункан, Роберт С .; Томпсон, Кристофер (февраль 2003 г.). "Магнитары". Scientific American. 288 (2): 34–41. Bibcode:2003SciAm.288b..34K. Дои:10.1038 / scientificamerican0203-34. PMID 12561456. Получено 21 марта 2016.
  34. ^ Каспи, В.М .; Гавриил, Ф. (2004). «(Аномальные) рентгеновские пульсары». Ядерная физика B. Дополнения к материалам. 132: 456–465. arXiv:astro-ph / 0402176. Bibcode:2004НуФС.132..456К. Дои:10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.080. S2CID 15906305.
  35. ^ "Мир физики Эрика Вайсштейна". scienceworld.wolfram.com. Архивировано из оригинал на 2019-04-23.
  36. ^ Дункан, Роберт С. (март 2003 г.). "'Магнитары, репитеры мягкого гамма-излучения и очень сильные магнитные поля ». Получено 2018-04-17.
  37. ^ а б c Зан, Корвин (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit" (на немецком). Получено 2009-10-09. Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... sizeslosen Einheiten (c, грамм = 1)
  38. ^ Грин, Саймон Ф .; Джонс, Марк Х .; Бернелл, С. Джоселин (2004). Знакомство с Солнцем и звездами (иллюстрированный ред.). Издательство Кембриджского университета. п. 322. ISBN 978-0-521-54622-5.
  39. ^ «Пелигрозо лугар пара джугар тенис». Datos Freak (на испанском). Получено 3 июн 2016.
  40. ^ Марсия Бартусяк (2015). Черная дыра: как идея, от которой отказались ньютонианцы, ненавидела Эйнштейн и на которую сделал ставку Хокинг, стала любимой. Издательство Йельского университета. п.130. ISBN 978-0-300-21363-8.
  41. ^ Массы и радиусы нейтронных звезд, п. 9/20, внизу
  42. ^ Hessels, Jason W. T; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Н; Freire, Paulo C.C; Каспи, Виктория М; Камило, Фернандо (2001). «Структура нейтронной звезды и уравнение состояния». Астрофизический журнал. 550 (426): 426–442. arXiv:Astro-ph / 0002232. Bibcode:2001ApJ ... 550..426L. Дои:10.1086/319702. S2CID 14782250.
  43. ^ а б CODATA 2014
  44. ^ а б НАСА. Уравнение нейтронной звезды государственной науки Проверено 26 сентября 2011 г. В архиве 20 февраля 2013 г. Wayback Machine
  45. ^ а б c Бескин, В. С .; (1999); Радиопульсары, УФН. Т. 169, №11, с. 1173–1174
  46. ^ Дорогой, Дэвид. "нейтронная звезда". www.daviddarling.info.
  47. ^ Pons, José A .; Вигано, Даниэле; Ри, Нанда (2013). «Слишком много« макарон », чтобы пульсары не могли замедлить ход». Природа Физика. 9 (7): 431–434. arXiv:1304.6546. Bibcode:2013НатФ ... 9..431П. Дои:10.1038 / nphys2640. S2CID 119253979.
  48. ^ а б c d е ж грамм час я j k Кондон, Дж. Дж. И Рэнсом, С. М. "Свойства пульсара (важная радиоастрономия)". Национальная радиоастрономическая обсерватория. Получено 24 марта 2016.
  49. ^ а б c d е ж Павлов, Георгий. «Рентгеновские свойства вращающихся пульсаров и термоизлучающих нейтронных звезд» (PDF). pulsarastronomy.net. Получено 6 апреля 2016.
  50. ^ а б c d е ж грамм Де Лука, Андреа (2008). «Центральные компактные объекты в остатках сверхновых». Материалы конференции AIP. 983: 311–319. arXiv:0712.2209. Bibcode:2008AIPC..983..311D. CiteSeerX 10.1.1.769.699. Дои:10.1063/1.2900173. S2CID 118470472.
  51. ^ Клочков, Д .; Puehlhofer, G .; Сулейманов, В .; Саймон, S .; Werner, K .; Сантанджело, 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. Дои:10.1051/0004-6361/201321740. S2CID 119184617.
  52. ^ а б «7. Пульсары на других длинах волн». Границы современной астрономии. Центр астрофизики Джодрелл Бэнк. Получено 6 апреля 2016.
  53. ^ Брейзер, К. Т. С. и Джонстон, С. (август 2013 г.). «Последствия радиоспокойных нейтронных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 305 (3): 671. arXiv:Astro-ph / 9803176. Bibcode:1999МНРАС.305..671Б. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1999.02490.x. S2CID 6777734.
  54. ^ Чжан, Б. "Сила вращения магнетаров" (PDF). Федеральный университет Риу-Гранди-ду-Сул. Получено 24 марта 2016.
  55. ^ Hessels, Jason W. T; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Н; Freire, Paulo C.C; Каспи, Виктория М; Камило, Фернандо (2006). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph / 0601337. Bibcode:2006Научный ... 311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174. Дои:10.1126 / science.1123430. PMID 16410486. S2CID 14945340.
  56. ^ Kaaret, P .; Прискорн, З .; Занд, Дж. Дж. М. в 'т; Brandt, S .; Lund, N .; Mereghetti, S .; Götz, D .; Kuulkers, E .; Томсик, Дж. А. (2007). "Свидетельства всплесков рентгеновского излучения с частотой 1122 Гц от переходного рентгеновского излучения нейтронной звезды XTE J1739-285". Астрофизический журнал. 657 (2): L97 – L100. arXiv:astro-ph / 0611716. Bibcode:2007ApJ ... 657L..97K. Дои:10.1086/513270. ISSN 0004-637X. S2CID 119405361.
  57. ^ Kouveliotou, C .; Duncan, R.C .; Thompson, C .; (Февраль 2003 г.); "Магнитары Магнитары", Scientific American
  58. ^ Альпар, М. Али (1 января 1998 г.). «Пульсары, глюки и сверхтекучие жидкости». Physicsworld.com.
  59. ^ а б Арчибальд, Р. Ф .; Каспи, В. М .; Ng, C. Y .; Gourgouliatos, K. N .; Цанг, Д .; Scholz, P .; Beardmore, A. P .; Gehrels, N .; Кеннеа, Дж. А. (2013). «Антиглюк в магнетаре». Природа. 497 (7451): 591–593. arXiv:1305.6894. Bibcode:2013Натура.497..591A. Дои:10.1038 / природа12159. HDL:10722/186148. PMID 23719460. S2CID 4382559.
  60. ^ «Мощные процессы в действии». Получено 15 июля 2016.
  61. ^ Posselt, B .; Neuhäuser, R .; Хаберл, Ф. (март 2009 г.). «Поиски субзвездных спутников молодых изолированных нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика. 496 (2): 533–545. arXiv:0811.0398. Bibcode:2009A&A ... 496..533P. Дои:10.1051/0004-6361/200810156. S2CID 10639250.
  62. ^ Таурис и ван ден Хеувел; (2006); в Компактные звездные рентгеновские источники, Ред. Левин и ван дер Клис, Cambridge University Press Формирование и эволюция компактных звездных источников рентгеновского излучения
  63. ^ Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Девы. (2017). GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды в спирали. ФИЗИЧЕСКИЙ ОБЗОР D, 119 (16). Дои:10.1103 / PhysRevLett.119.161101
  64. ^ Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Девы. (2016). Наблюдение гравитационных волн при слиянии двойных черных дыр. ФИЗИЧЕСКИЕ ОБЗОРЫ, 116 (6). Дои:10.1103 / PhysRevLett.116.061102
  65. ^ Компактные звездные рентгеновские источники (2006), ред. Левин и ван дер Клис, Cambridge University Press
  66. ^ Taylor, J. H .; Вайсберг, Дж. М. (15 февраля 1982 г.). «Новый тест общей теории относительности - Гравитационное излучение и двойной пульсар PSR 1913 + 16». Астрофизический журнал. 253: 908. Bibcode:1982ApJ ... 253..908T. Дои:10.1086/159690.
  67. ^ Tanvir, N .; Леван, А. Дж .; Fruchter, A. S .; Hjorth, J .; Hounsell, R.A .; Wiersema, K .; Танниклифф, Р. Л. (2013). «Килонова, связанная с короткоживущим гамма-всплеском GRB 130603B». Природа. 500 (7464): 547–549. arXiv:1306.4971. Bibcode:2013Натура.500..547Т. Дои:10.1038 / природа12505. PMID 23912055. S2CID 205235329.
  68. ^ Чо, Адриан (16 октября 2017 г.). «Слияние нейтронных звезд генерирует гравитационные волны и небесное световое шоу». Наука. Получено 16 октября 2017.
  69. ^ Прощай, Деннис (16 октября 2017 г.). «LIGO впервые обнаруживает ожесточенное столкновение нейтронных звезд». Нью-Йорк Таймс. Получено 16 октября 2017.
  70. ^ Касттельвекки, Давиде (25 августа 2017 г.). «Ходят слухи о новом виде наблюдения с помощью гравитационных волн». Новости природы. Дои:10.1038 / природа.2017.22482. Получено 27 августа 2017.
  71. ^ Abbott, B.P .; и другие. (LIGO Scientific Collaboration & Дева Сотрудничество) (16 октября 2017 г.). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды в спирали". Письма с физическими проверками. 119 (16): 161101. arXiv:1710.05832. Bibcode:2017ПхРвЛ.119п1101А. Дои:10.1103 / PhysRevLett.119.161101. PMID 29099225.
  72. ^ Урри, Мэг (20 июля 2013 г.). «Золото идет от звезд». CNN.
  73. ^ Бааде, Вальтер & Цвикки, Фриц (1934). «Замечания о сверхновых и космических лучах» (PDF). Физический обзор. 46 (1): 76–77. Bibcode:1934ПхРв ... 46 ... 76Б. Дои:10.1103 / PhysRev.46.76.2.
  74. ^ Ландау, Лев Д. (1932). «К теории звезд». Phys. Z. Sowjetunion. 1: 285–288.
  75. ^ Haensel, P; Потехин, А.Ю; Яковлев Д.Г., ред. (2007). Нейтронные звезды 1: уравнение состояния и структуры. Библиотека астрофизики и космических наук. 326. Springer. Bibcode:2007ASSL..326 ..... H. ISBN 978-0387335438.
  76. ^ Чедвик, Джеймс (1932). «О возможном существовании нейтрона». Природа. 129 (3252): 312. Bibcode:1932Натура. 129Q.312C. Дои:10.1038 / 129312a0. S2CID 4076465.
  77. ^ Хьюиш А. и Окойе С. Э. (1965). «Свидетельство необычного источника высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности». Природа. 207 (4992): 59–60. Bibcode:1965Натура.207 ... 59H. Дои:10.1038 / 207059a0. S2CID 123416790.
  78. ^ Шкловский, И. С. (апрель 1967). «О природе источника рентгеновского излучения SCO XR-1». Астрофизический журнал. 148 (1): L1 – L4. Bibcode:1967ApJ ... 148L ... 1S. Дои:10.1086/180001.
  79. ^ Гош, Пранаб (2007). Пульсары с вращением и аккрецией (иллюстрированный ред.). World Scientific. п. 8. ISBN 978-981-02-4744-7.
  80. ^ Лэнг, Кеннет (2007). Дополнение к астрономии и астрофизике: хронология и глоссарий с таблицами данных (иллюстрированный ред.). Springer Science & Business Media. п. 82. ISBN 978-0-387-33367-0.
  81. ^ Haensel, Paweł; Потехин, Александр Юрьевич .; Яковлев, Дмитрий Г. (2007). Нейтронные звезды 1: уравнение состояния и структуры (иллюстрированный ред.). Springer Science & Business Media. п. 474. ISBN 978-0-387-47301-7.
  82. ^ Грэм-Смит, Фрэнсис (2006). Пульсарная астрономия (иллюстрированный ред.). Издательство Кембриджского университета. п. 11. ISBN 978-0-521-83954-9.
  83. ^ Гош, Пранаб (2007). Пульсары с вращением и аккрецией (иллюстрированный ред.). World Scientific. п. 281. ISBN 978-981-02-4744-7.
  84. ^ Деморест, Пол Б .; Pennucci, T .; Ransom, S.M .; Робертс, М. С .; Хессельс, Дж. У. (2010). «Нейтронная звезда с двумя массами Солнца, измеренная с помощью задержки Шапиро». Природа. 467 (7319): 1081–1083. arXiv:1010.5788. Bibcode:2010 Натур.467.1081D. Дои:10.1038 / природа09466. PMID 20981094. S2CID 205222609.
  85. ^ Антониадис, Джон (2012). «Массивный пульсар в компактной релятивистской двоичной системе». Наука. 340 (6131): 1233232. arXiv:1304.6875. Bibcode:2013Наука ... 340..448А. CiteSeerX 10.1.1.769.4180. Дои:10.1126 / science.1233232. PMID 23620056. S2CID 15221098.
  86. ^ Буртник, Кимберли М. (16 октября 2017 г.). «Обнаружение сталкивающихся нейтронных звезд с помощью LIGO порождает глобальные усилия по изучению этого редкого события». Получено 17 ноября 2017.
  87. ^ Университет Мэриленда (16 октября 2018 г.). «Все в семье: подобие источника гравитационных волн обнаружено - новые наблюдения показывают, что килоновые звезды - огромные космические взрывы, производящие серебро, золото и платину - могут быть более распространенными, чем предполагалось». EurekAlert!. Получено 17 октября 2018.
  88. ^ Troja, E .; и другие. (16 октября 2018 г.). "Светящаяся голубая килонова и внеосевой джет от компактного слияния двух звезд на z = 0,1341". Nature Communications. 9 (4089 (2018)): 4089. arXiv:1806.10624. Bibcode:2018НатКо ... 9,4089 т. Дои:10.1038 / s41467-018-06558-7. ЧВК 6191439. PMID 30327476.
  89. ^ Мохон, Ли (16 октября 2018 г.). "GRB 150101B: дальний родственник GW170817". НАСА. Получено 17 октября 2018.
  90. ^ Уолл, Майк (17 октября 2018 г.). "Мощная космическая вспышка, вероятно, еще одно слияние нейтронных звезд". Space.com. Получено 17 октября 2018.
  91. ^ Национальная радиоастрономическая обсерватория (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить проблему с измерением расширения Вселенной - слияния нейтронных звезд могут дать новый« космический правитель »'". EurekAlert!. Получено 8 июля 2019.
  92. ^ Финли, Дэйв (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить трудности в измерении расширения Вселенной». Национальная радиоастрономическая обсерватория. Получено 8 июля 2019.
  93. ^ Hotokezaka, K .; и другие. (8 июля 2019 г.). «Измерение постоянной Хаббла по сверхсветовому движению струи в GW170817». Природа Астрономия. 3 (10): 940–944. arXiv:1806.10596. Bibcode:2019НатАс ... 3..940ч. Дои:10.1038 / с41550-019-0820-1. S2CID 119547153.
  94. ^ Мегетти, Сандро (апрель 2010 г.). «Рентгеновское излучение изолированных нейтронных звезд». Излучение высоких энергий пульсаров и их систем. Труды по астрофизике и космической науке. 21. С. 345–363. arXiv:1008.2891. Bibcode:2011ASSP ... 21..345M. Дои:10.1007/978-3-642-17251-9_29. ISBN 978-3-642-17250-2. S2CID 117102095.
  95. ^ Павлов, Георгий; Завлин, Слава; Санвал, Дивы; Каргальцев Олег; Романи, Роджер. «Тепловое излучение от изолированных нейтронных звезд» (PDF). Национальная ускорительная лаборатория SLAC. Получено 28 апреля 2016.
  96. ^ E. Parent и др .; Восемь миллисекундных пульсаров обнаружены в обзоре Arecibo PALFA
  97. ^ Накамура, Т. (1989). «Двоичный субмиллисекундный пульсар и модель коллапса вращающегося ядра для SN1987A». Успехи теоретической физики. 81 (5): 1006–1020. Bibcode:1989PThPh..81.1006N. Дои:10.1143 / PTP.81.1006.
  98. ^ Розанна Ди Стефано; Динамическая доля Роша в иерархических тройках
  99. ^ Томпсон, Тодд А .; Протонейтронные звездные ветры, управляемые нейтрино
  100. ^ "Художественный оттиск диска вокруг нейтронной звезды". www.spacetelescope.org. Получено 18 сентября 2018.
  101. ^ "HubbleSite: Новости - Хаббл обнаруживает невиданные ранее особенности вокруг нейтронной звезды". hubblesite.org. Получено 18 сентября 2018.

внешняя ссылка