Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Историю Ларри Нивена см. В рассказе «Нейтронная звезда» .
Смоделированный вид нейтронной звезды, гравитационно линзирующей фон, из-за чего он выглядит искаженным.
Излучение быстро вращающегося пульсара PSR B1509-58 заставляет близлежащий газ испускать рентгеновские лучи (золото) и освещает остальную часть туманности , здесь видимую в инфракрасном диапазоне (синий и красный).

Нейтронной звезды является свернутый сердечник из массивного сверхгиганта звезды , которые имели общую массу , равную от 10 до 25 масс Солнца , возможно больше , если звезда была особенно богатых металлами. [1] За исключением черных дыр и некоторых гипотетических объектов (например, белых дыр , кварковых звезд и странных звезд ), нейтронные звезды - это самый маленький и самый плотный из известных в настоящее время звездных объектов. [2] Нейтронные звезды имеют радиус порядка 10 километров (6,2 мили) и массу около 1,4 массы Солнца . [3] Они являются результатомВзрыв сверхновой массивной звезды в сочетании с гравитационным коллапсом , который сжимает ядро, превышающее плотность белых карликов, до атомных ядер .

После образования они больше не выделяют тепло и со временем остывают; тем не менее, они все еще могут развиваться дальше путем столкновения или аккреции . Большинство базовых моделей этих объектов подразумевают, что нейтронные звезды почти полностью состоят из нейтронов (субатомных частиц без электрического заряда и с массой немного большей, чем у протонов ); электроны и протоны, присутствующие в нормальном веществе, объединяются, чтобы произвести нейтроны в условиях нейтронной звезды. Нейтронные звезды частично защищены от дальнейшего коллапса давлением нейтронного вырождения , феноменом, описываемым принципом исключения Паули., точно так же, как белые карлики удерживаются от коллапса давлением электронного вырождения . Однако давления нейтронного вырождения само по себе недостаточно, чтобы удерживать объект за пределами 0,7 M ☉ [4] [5], а ядерные силы отталкивания играют большую роль в поддержке более массивных нейтронных звезд. [6] [7] Если остаточная звезда имеет массу, превышающую предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова, составляющий около 2 масс Солнца, комбинация давления вырождения и ядерных сил недостаточна для поддержки нейтронной звезды, и она продолжает коллапсировать, образуя черный дыра .

Нейтронные звезды, которые можно наблюдать, очень горячие и обычно имеют температуру поверхности около 600 000  К . [8] [9] [10] [11] [a] Они настолько плотны, что спичечный коробок нормального размера, содержащий материал нейтронной звезды, имел бы вес примерно 3 миллиарда тонн, такой же вес, как кусок 0,5 кубического километра Земля (куб с гранями около 800 метров) от поверхности Земли. [12] [13] Их магнитные поля находятся между 10 8 и 10 15 (100 млн до 1 квадриллион) раз сильнее , чем магнитное поле Земли. Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет околоВ 2 × 10 11 (200 миллиардов) раз больше гравитационного поля Земли.

Когда ядро ​​звезды коллапсирует, скорость ее вращения увеличивается в результате сохранения 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 обнаружить их как пульсары . Действительно, открытие пульсаров Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюишв 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, излучающий 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»). Самая быстро вращающаяся из известных нейтронных звезд - PSR J1748-2446ad , вращающаяся со скоростью 716 раз в секунду [14] [15] или 43000 оборотов в минуту , что дает линейную скорость на поверхности порядка0,24  c (т.е. почти четверть скорости света ).

Там , как полагают, около одного миллиарда нейтронных звезд в Млечном Пути , [16] и, как минимум , несколько сотен миллионов, цифра полученного путем оценки количества звезд , которые подверглись взрывы сверхновых. [17] Однако большинство из них старые, холодные и очень мало излучают; 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 практически не обнаруживаются; однако после обнаружения космическим телескопом Хаббла RX J185635-3754 были обнаружены несколько близлежащих нейтронных звезд, которые, по-видимому, излучают только тепловое излучение. Репитеры мягкой гаммыПредполагается, что это тип нейтронной звезды с очень сильными магнитными полями, известный как магнетары , или, альтернативно, нейтронные звезды с ископаемыми дисками вокруг них. [18]

Нейтронные звезды в двойных системах могут подвергаться аккреции, которая обычно делает систему яркой в рентгеновских лучах, в то время как материал, падающий на нейтронную звезду, может образовывать горячие точки, которые вращаются и исчезают из поля зрения в идентифицированных рентгеновских пульсарных системах. 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 двойные системы будут продолжать развиваться , и в конечном итоге компаньоны могут стать компактными объектами, такими как белые карлики или сами нейтронные звезды, хотя другие возможности включают полное разрушение компаньона посредством абляции.или слияние. Слияние двойных нейтронных звезд может быть источником кратковременных гамма-всплесков и, вероятно, сильными источниками гравитационных волн . В 2017 году было произведено прямое обнаружение ( GW170817 ) гравитационных волн от такого события [19], и гравитационные волны также были косвенно обнаружены в системе, где две нейтронные звезды вращаются вокруг друг друга .

Формирование [ править ]

Упрощенное представление образования нейтронных звезд.

Любая главная последовательность звезда с начальной массой свыше 8 раз больше массы Солнца (8  M ☉ ) имеет потенциал для производства нейтронной звезды. 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 заставляют ядро ​​превышать предел Чандрасекара . Давление электронного вырождения преодолевается, и ядро ​​продолжает схлопываться, заставляя температуры взлетать до5 × 10 9  К . При этих температурах происходит фотораспад (расщепление ядер железа на альфа-частицы гамма-лучами высоких энергий). Когда температура поднимается еще выше, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны за счет захвата электронов , высвобождая поток нейтрино . Когда плотности достигают ядерной плотности4 × 10 17  кг / м 3 , сочетание сильной силы отталкивания и давления нейтронного вырождения останавливает сжатие. [20] Падающая внешняя оболочка звезды останавливается и выбрасывается наружу потоком нейтрино, образовавшимся при создании нейтронов, становясь сверхновой. Остаток - нейтронная звезда. Если остаток имеет массу более чем около 3  М ☉ , она разрушается дальше , чтобы стать черной дырой. [21]

По мере того как ядро массивной звезды сжимается во время сверхновой типа II или типа Ib или Ic типа сверхновой и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет большую часть своего углового момента . Но поскольку она имеет лишь крошечную долю от радиуса своего родителя (и, следовательно, ее момент инерции резко уменьшается), нейтронная звезда формируется с очень высокой скоростью вращения, а затем в течение очень длительного периода времени замедляется. Известны нейтронные звезды с периодами вращения от 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также дает ей очень высокую поверхностную гравитацию с типичными значениями от 10 12 до 10 13  м / с 2 (более 10В 11 раз больше, чем на Земле ). [11] Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что нейтронные звезды имеют скорость убегания от 100 000 до 150 000 км / с , то есть от трети до половины скорости 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.

Свойства [ править ]

Масса и температура [ править ]

Нейтронная звезда имеет массу , по меньшей мере 1,1  масс Солнца ( М ☉ ). Верхний предел массы для нейтронной звезды называется пределом Толман-Оппенгеймера-Волкофф и обычно считается около 2,1  М ☉ , [22] [23] , но в последнее время оценка ставит верхний предел на 2.16  М ☉ . [24] Максимальное наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14  М ☉ для пользователя PSR J0740 + 6620 обнаружен в сентябре 2019 года [25] звезды Компактные ниже предела чандрасекаровского 1,39  М ☉ , как правило ,белые карлики , тогда как компактные звезды с массой от 1,4  М ☉ и 2.16  М ☉ как ожидается, будут нейтронными звездами, но есть интервал несколько десятых доли солнечной массы , где массы нейтронных звезд малой массы и высокие массовые белой карлики могут перекрываться. Считается , что за 2.16  M ☉ звездный остаток преодолеет сильной силы отталкивания и давление нейтронного вырождения , так что гравитационный коллапс будет происходить производить черную дыру, но наименьшая наблюдаемая масса звезды черной дыры составляет около 5  М ☉ . [Ь] Между 2.16  М ☉и 5  M ☉ были предложены гипотетические звезды промежуточных масс, такие как кварковые звезды и электрослабые звезды , но не было показано, что ни одна из них существует. [b]

Температура внутри новообразованной нейтронной звезды составляет от 10 11 до 10 12  кельвинов . [27] Однако огромное количество испускаемых нейтрино уносит так много энергии, что температура изолированной нейтронной звезды падает в течение нескольких лет примерно до 10 6 кельвинов. [27] При этой более низкой температуре большая часть света, генерируемого нейтронной звездой, находится в рентгеновских лучах.

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 охлаждения: тип I для нейтронных звезд с низкой массой и скоростью охлаждения. , тип II для нейтронных звезд с более высокой массой и скоростью охлаждения и предлагаемый тип III для нейтронных звезд с еще большей массой, приближающейся к 2  M ☉ , и с более высокими скоростями охлаждения и, возможно, кандидатами в экзотические звезды . [28]

Плотность и давление [ править ]

Нейтронные звезды имеют общую плотность 3,7 × 10 17 до5,9 × 10 17  кг / м 3 (2,6 × 10 от 14 до4,1 × 10 14 раз превышает плотность Солнца), [с] , что сравнимо с приблизительной плотности с атомного ядра из3 × 10 17  кг / м 3 . [29] Плотность нейтронной звезды варьируется от примерно1 × 10 9  кг / м 3 в коре - увеличивается с глубиной - примерно до6 × 10 17 или8 × 10 17  кг / м 3 (плотнее ядра атома) глубже внутри. [27] Нейтронная звезда настолько плотна, что одна чайная ложка (5 миллилитров ) ее вещества имела бы массу более5,5 × 10 12  кг , что примерно в 900 раз больше массы Великой пирамиды в Гизе . В огромном гравитационном поле нейтронной звезды эта чайная ложка материала будет весить 1,1 × 10 25  Н , что в 15 раз больше, чем весила бы Луна , если бы ее поместили на поверхность Земли. [d] Вся масса Земли при плотности нейтронных звезд могла бы поместиться в сферу диаметром 305 м (размер телескопа Аресибо ). Давление увеличивается от3,2 × 10 31 к1,6 × 10 34  Па от внутренней корки к центру. [30]

Уравнение состояния вещества при таких высоких плотностях точно не известно из-за теоретические трудности , связанные с экстраполяцией вероятного поведения квантовыми хрома , сверхпроводимости и сверхтекучесть вещества в таких состояниях. Проблема усугубляется эмпирическими трудностями наблюдения характеристик любого объекта, находящегося на расстоянии сотен парсеков или дальше.

Нейтронная звезда обладает некоторыми свойствами атомного ядра , включая плотность (в пределах порядка величины) и то, что она состоит из нуклонов . Поэтому в научно-популярных публикациях нейтронные звезды иногда называют «гигантскими ядрами». Однако в остальном нейтронные звезды и атомные ядра совершенно разные. Ядро удерживается вместе за счет сильного взаимодействия , тогда как нейтронная звезда удерживается вместе благодаря гравитации . Плотность ядра однородна, в то время как нейтронные звезды, по прогнозам, состоят из нескольких слоев с различным составом и плотностью.

Магнитное поле [ править ]

Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд колеблется от c. От  10 4 до 10 11  тесла . [31] Это на порядок больше, чем у любого другого объекта: для сравнения, в лаборатории было получено непрерывное поле 16 Тл, которого достаточно, чтобы левитировать живую лягушку за счет диамагнитной левитации . 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 от 10 8 до 10 11  тесла [32] и стали широко принятой гипотезой для типов нейтронных звезд с мягкими гамма-повторителями (SGR) [33] и аномальными X- лучевые пульсары (AXP). [34] Плотность магнитной энергии поля 10 8  Тл экстремальна, значительно превышая плотность энергии массы обычного вещества. [e] Поля такой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что он становится двулучепреломляющим.. Фотоны могут сливаться или разделяться 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. Разрывы земной коры вызывают звездотрясения , которые наблюдаются 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 гипотеза о «замораживании потока» или сохранении исходного магнитного потока во время образования нейтронной звезды. [31] Если объект имеет определенный магнитный поток по площади его поверхности, и эта область сжимается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, то магнитное поле соответственно увеличивается. 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 [ править ]

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 естественных единицах масса этой звезды равна 1, а ее радиус равен 4, что в два раза больше радиуса Шварцшильда . [37]

Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет около 2 × 10 11 раз сильнее, чем на Земле , примерно2,0 × 10 12  м / с 2 . [38] Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и отклоняет излучение нейтронной звезды, так что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми. [37] Если радиус нейтронной звезды составляет 3 GM / c 2 или меньше, то фотоны могут быть захвачены на орбите , что сделает всю поверхность этой нейтронной звезды видимой с одной точки обзора , а также дестабилизирующие фотонные орбиты. на расстоянии 1 радиуса звезды или ниже.

Часть массы звезды, которая коллапсирует, образуя нейтронную звезду, высвобождается при взрыве сверхновой, из которого она образовалась (согласно закону эквивалентности массы и энергии E = mc 2 ). Энергия исходит от гравитационной энергии 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 столкновения приливная сила могла вызвать спагеттификацию , разбивая любой обычный объект на поток материала.

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

Нейтронная звезда 2  M ☉ 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%.

Уравнение состояния для нейтронной звезды пока не известно. Предполагается, что он существенно отличается от уравнения состояния белого карлика, уравнение состояния которого является уравнением состояния вырожденного газа , описываемого в тесном согласии со специальной теорией 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 не полностью известна, и это вызывает неопределенности в оценках радиуса. Например, 1,5  M ☉нейтронная звезда может иметь радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 километра (для EOS FPS, UU, APR или L соответственно). [44]

Структура [ править ]

Поперечное сечение нейтронной звезды. Плотности в терминах ρ 0 представляют собой насыщенную плотность ядерной материи, к которой нуклоны начинают соприкасаться.

Текущее понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но некоторые детали можно было бы получить, изучая колебания нейтронных звезд . Астеросейсмология , исследование, применяемое к обычным звездам, может выявить внутреннюю структуру нейтронных звезд путем анализа наблюдаемых спектров звездных колебаний. [11]

Современные модели показывают, что вещество на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер, измельченных в твердую решетку с морем электронов, текущих через промежутки между ними. Возможно, что ядра на поверхности - это железо из-за высокой энергии связи железа 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 10 6Кельвин (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая может существовать в более холодных нейтронных звездах (температура <10 6 кельвинов). [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. По мере того, как этот процесс продолжается на увеличивающейся глубине, нейтронный поток становится непреодолимым, и концентрация свободных нейтронов быстро увеличивается. В этой области есть ядра, свободные электроны и свободные нейтроны. Ядра становятся все более мелкими (гравитация и давление подавляют сильное взаимодействие ), пока не будет достигнута ядро, по определению точка, 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 активную зону как сверхтекучую нейтронно-вырожденную материю (в основном нейтроны, с некоторыми протонами и электронами). Возможны более экзотические формы материи, включая вырожденную странную материю (содержащую странные кварки в дополнение к верхним и нижним кваркам ), материю, содержащую высокоэнергетические пионы и каоны в дополнение к нейтронам [11], или сверхплотное кварковое вырожденное вещество .

Радиация [ править ]

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

Пульсары [ править ]

Основная статья: Пульсар

Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитному излучению . Нейтронные звезды обычно наблюдаются с помощью импульсных радиоволн и другого электромагнитного излучения, а нейтронные звезды, наблюдаемые с помощью импульсов, называются пульсарами .

Считается, что излучение пульсаров вызывается ускорением частиц вблизи их магнитных полюсов , которые не обязательно должны быть выровнены с осью вращения нейтронной звезды. Считается, что вблизи магнитных полюсов создается сильное электростатическое поле , ведущее к эмиссии электронов . [48] Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий, что приводит к излучению кривизны , причем излучение сильно поляризовано по направлению к плоскости кривизны. [48] Кроме того, фотоны высокой энергии могут взаимодействовать с фотонами более низкой энергии и магнитным полем для образования электрон-позитронных пар., которая в результате аннигиляции электронов и позитронов приводит к появлению новых фотонов высоких энергий. [48]

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, можно описать как магнитосферное излучение по отношению к магнитосфере нейтронной звезды. [49] Не следует путать с излучением магнитного диполя , которое испускается, потому что магнитная ось не совпадает 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, наблюдаются периодические импульсы с той же скоростью, что и вращение нейтронной звезды.

Непульсирующие нейтронные звезды [ править ]

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 остатках сверхновых (CCOs в SNR), которые считаются молодыми, радиоспокойными изолированными нейтронными звездами. [50]

Спектры [ править ]

В дополнение к радио выбросов, нейтронные звезды также были идентифицированы в других частях электромагнитного спектра . Сюда входят видимый свет , ближний инфракрасный , ультрафиолетовый , рентгеновский и гамма-лучи . [49] Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как рентгеновские пульсары, если они имеют аккреционную энергию , а пульсары , обнаруженные 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] краб Pulsarпроизводит электромагнитное излучение по всему спектру. [52] Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиоспокойными нейтронными звездами , радиоизлучение которых не обнаружено. [53]

Вращение [ править ]

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.

Вращение [ править ]

P - P -точечная диаграмма известных вращающихся пульсаров (красный), аномальных рентгеновских пульсаров (зеленый), высокоэнергетических эмиссионных пульсаров (синий) и двойных пульсаров (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 замедлением вращения . Скорость, с которой нейтронная звезда замедляет свое вращение, обычно постоянна и очень мала.

Периодическое время ( Р ) является периодом вращения , время одного вращения нейтронной звезды. Спин-вниз скорость, скорость замедления вращения, затем обозначается символом ( Р -dot), то производная от Р по времени. Он определяется как периодическое увеличение времени в единицу времени; это безразмерная величина , но может быть выражена в единицах s⋅s −1 (секунды в секунду). [48]

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

P и P- точки позволяют оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд. [48] P и P- точки могут также использоваться для расчета характерного возраста пульсара, но дают оценку, которая несколько больше истинного возраста, когда она применяется к молодым пульсарам. [48]

P и P- точки также могут быть объединены с моментом инерции нейтронной звезды, чтобы оценить величину, называемую светимостью при замедлении вращения , которой 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 фактической светимостью , нейтронные звезды называются « вращающимися ». [48] [49] Наблюдаемая светимость Крабовидного пульсара.сравнима со светимостью при вращении вниз, что подтверждает модель, согласно которой вращательная кинетическая энергия питает излучение от него. [48] В случае нейтронных звезд, таких как магнетары , где фактическая светимость превышает светимость при замедлении вращения примерно в сто раз, предполагается, что светимость обеспечивается за счет магнитной диссипации, а не за счет вращения. [54]

P и P -dot также могут быть построены для нейтронных звезд для создания P - P -dot схему. Он кодирует огромное количество информации о населении пульсаров и его свойствах, и его значение для нейтронных звезд сравнивают с диаграммой Герцшпрунга – Рассела . [48]

Раскрутите [ править ]

Скорость вращения нейтронных звезд может увеличиваться, и этот процесс известен как раскрутка . Иногда нейтронные звезды поглощают вращающееся вещество от 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 нейтронная звезда, известная в настоящее время, PSR J1748-2446ad , вращается со скоростью 716 оборотов в секунду. [55] В статье 2007 года сообщалось об обнаружении осцилляции рентгеновской вспышки, которая обеспечивает косвенную оценку вращения нейтронной звезды XTE J1739-285 с частотой 1122  Гц , [56] предполагая 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 [ править ]

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

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

Звездотрясения, происходящие в магнитарах , с возникающими в результате сбоями, являются ведущей гипотезой для источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-повторители . [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" [ править ]

Сообщалось также о «анти-сбое», внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. [59] Это произошло в магнетаре 1E 2259 + 586 , что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости замедления вращения. 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 [ править ]

Центральная нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности . [60]

В настоящее время существует около 2000 известных нейтронных звезд в Млечном Пути и Магеллановых облаках , большинство из которых были обнаружены как радиопульсары . 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 - это RX J1856.5-3754 , которая находится примерно в 400 световых годах от Земли, и PSR J0108-1431 примерно в 424 световых годах. [61] RX J1856.5-3754 - член тесной группы нейтронных звезд под названием Великолепная семерка . Еще одна близлежащая нейтронная звезда, которая была обнаружена на фоне созвездия Малой Медведицы, была названа Канадскими и американскими первооткрывателями Кальверой в честь злодея из фильма 1960 года «Великолепная семерка» . Этот быстро движущийся объект был обнаружен с помощью ROSAT / Bright Source Catalog .

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 [ править ]

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

Около 5% всех известных нейтронных звезд входят в двойную систему . Формирование и эволюция двойных нейтронных звезд может быть сложным процессом. [62] Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звездами главной последовательности , красными гигантами , белыми карликами или другими нейтронными звездами. Согласно современным теориям эволюции двойных звезд ожидается, что нейтронные звезды также существуют в двойных системах с компаньонами из черных дыр. Слияние двойных звезд, содержащих две нейтронные звезды или нейтронную звезду и черную дыру, наблюдалось по излучению гравитационных волн . [63] [64]

Рентгеновские двойные файлы [ править ]

Основная статья: рентгеновская двойная

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 удалены 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 [ править ]

Основная статья: Звездное столкновение

Расстояние между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе сокращается по мере того, как излучаются гравитационные волны . [66] В конечном итоге нейтронные звезды вступят в контакт и объединятся. Слияние двойных нейтронных звезд - одна из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков . Убедительные доказательства для этой модели пришли из наблюдения за kilonova , связанной с кратковременным гамма-всплеска GRB 130603B, [67] и , наконец , подтвердили обнаружение гравитационных волн GW170817 и короткого GRB 170817A по LIGO , Дева, и 70 обсерваторий, охватывающих электромагнитный спектр, наблюдающих за событием. [68] [69] [70] [71] Считается, что свет, излучаемый килоновой, исходит от радиоактивного распада вещества, выброшенного в результате слияния двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственен за производство многих химических элементов , помимо железа , [72] , в отличие от сверхновой нуклеосинтеза теории.

Планеты [ править ]

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

Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты . Это могут быть оригинальные, околоземные , захваченные или результат второго раунда формирования планеты. Пульсары также могут отделить звезду от атмосферы, оставив после себя остаток планетарной массы, который можно понимать как хтоническую планету или звездный объект в зависимости от интерпретации. Что касается пульсаров, такие пульсарные планеты могут быть обнаружены с помощью метода синхронизации пульсаров , который обеспечивает высокую точность и обнаружение гораздо меньших планет по сравнению с другими методами. 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 них Драугр - самая маленькая из когда-либо обнаруженных экзопланет с массой в два раза больше Луны. Другая система - PSR B1620-26 , где околумбинарная 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 [ править ]

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

На собрании Американского физического общества в декабре 1933 г. (протоколы были опубликованы в январе 1934 г.) Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предложили существование нейтронных звезд [73] [f] менее чем через два года после открытия нейтрона . Джеймс Чедвик . [76] В поисках объяснения происхождения сверхновойони 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». Нейтронные звезды считались слишком тусклыми, чтобы их можно было обнаружить, и над ними не проводилось мало работы до ноября 1967 года, когда 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, как сейчас полагают, являются сильно намагниченными, быстро вращающимися нейтронными звездами, известными как пульсары.

В 1965 году Энтони Хьюиш и Сэмюэл Окойе обнаружили «необычный источник высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности ». [77] Этот источник оказался Крабовидным пульсаром , возникшим в результате большой сверхновой звезды 1054 года .

В 1967 году Иосиф Шкловский изучил рентгеновские и оптические наблюдения Скорпиона X-1 и сделал правильный вывод о том, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции . [78]

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 сотрудники с помощью обсерватории Аресибо обнаружили период ms пульсара в Крабах . [79] [80] После этого открытия ученые пришли к выводу, что пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды . [81] До этого многие ученые полагали, что пульсары - это пульсирующие белые карлики .

В 1971 году Риккардо Джаккони , Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили 4,8-секундные пульсации в источнике рентгеновского излучения в созвездии Центавра , Cen X-3 . [82] Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источник энергии является гравитационным и возникает в результате газового дождя, падающего на поверхность нейтронной звезды от звезды-компаньона или из межзвездной среды .

В 1974 году Энтони Хьюиш был удостоен Нобелевской премии по физике «за решающую роль в открытии пульсаров» без Джоселин Белл, которая участвовала в открытии. [83]

В 1974 году Джозеф Тейлор и Рассел Халс открыли первый двойной пульсар, PSR B1913 + 16 , который состоит из двух нейтронных звезд (одна из которых выглядит как пульсар), вращающихся вокруг своего центра масс. Альберт Эйнштейн «s общая теория относительности предсказывает , что массивные объекты в коротких бинарных орбитах должны излучать гравитационные волны , и , таким образом , что их орбиты должны затухать со временем. Это действительно наблюдалось, как и предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году Тейлор и Халс были удостоены Нобелевской премии по физике за это открытие. [84]

В 1982 году Дон Бакер и его коллеги открыли первый миллисекундный пульсар , PSR B1937 + 21 . [85] Этот объект вращается 642 раза в секунду, что накладывает фундаментальные ограничения на массу и радиус нейтронных звезд. Позже было открыто много миллисекундных пульсаров, но PSR B1937 + 21 оставался самым быстро вращающимся из известных пульсаров в течение 24 лет, пока не был открыт PSR J1748-2446ad (который вращается более 700 раз в секунду).

В 2003 году Марта Бургай и ее коллеги открыли первую двойную нейтронную звездную систему, в которой оба компонента можно обнаружить как пульсары, PSR J0737−3039 . [86] Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных тестов общей теории относительности, некоторые из которых имеют беспрецедентную точность.

В 2010 году Пол Деморест и его коллеги измерили массу миллисекундного пульсара PSR J1614−2230, равную 1,97 ± 0,04  M ☉ , используя задержку Шапиро . [87] Это было значительно выше , чем любой ранее измеренной массы нейтронной звезды (1,67  М ☉ см PSR J1903 + 0327 ), а также местами сильные ограничения на внутренней композиции нейтронных звезд.

В 2013 году Джон Антониадис и его коллеги измерили массу PSR J0348 + 0432, равную 2,01 ± 0,04  M ☉ , с помощью спектроскопии белых карликов . [88] Это подтвердило существование таких массивных звезд с использованием другого метода. Более того, это позволило впервые проверить общую теорию относительности с использованием такой массивной нейтронной звезды.

В августе 2017 года LIGO и Virgo впервые обнаружили гравитационные волны, создаваемые сталкивающимися нейтронными звездами. [89]

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что гамма-всплеск GRB 150101B , обнаруженный в 2015 году, может быть напрямую связан с исторической GW170817 и связан со слиянием двух нейтронных звезд. Сходства между этими двумя событиями с точки зрения гамма-излучения , оптического и рентгеновского излучения, а также природы связанных родительских галактик «поразительны», предполагая, что оба отдельных события могут быть результатом слияния. нейтронных звезд, и обе могут быть килоновой звездой , что может быть более распространено во Вселенной, чем предполагалось ранее, по мнению исследователей. [90][91] [92] [93]

В июле 2019 года астрономы сообщили, что после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817 был предложен новый метод определения постоянной Хаббла и устранения расхождений с более ранними методами, основанный на слиянии пар нейтронных звезд . [94] [95] Их измерение постоянной Хаббла70,3+5,3
−5,0(км / с) / Мпк. [96]

Таблица подтипов [ править ]

Различные типы нейтронных звезд (24 июня 2020 г.)
  • Нейтронная звезда
    • Изолированная нейтронная звезда (ИНС): [49] [50] [97] [98] не в двойной системе.
      • Пульсар с вращающимся двигателем (RPP или «радиопульсар»): [50] нейтронные звезды, которые излучают направленные на нас импульсы излучения через равные промежутки времени (из-за их сильных магнитных полей).
        • Вращающийся радиопереходный процесс (RRAT): [50] считаются пульсарами, которые излучают более спорадически и / или с более высокой межимпульсной изменчивостью, чем основная масса известных пульсаров.
      • Магнетар : нейтронная звезда с чрезвычайно сильным магнитным полем (в 1000 раз больше, чем у обычной нейтронной звезды) и длинными периодами вращения (от 5 до 12 секунд).
        • Мягкий гамма-репитер (SGR). [49]
        • Аномальный рентгеновский пульсар (AXP). [49]
      • Радиоспокойные нейтронные звезды .
        • Рентгеновские тусклые изолированные нейтронные звезды. [50]
        • Центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCOs в SNR): молодые, радиоспокойные непульсирующие источники рентгеновского излучения, которые считаются изолированными нейтронными звездами, окруженными остатками сверхновых. [50]
    • Рентгеновские пульсары или « пульсары с аккреционной энергией»: класс рентгеновских двойных систем .
      • Маломассивные рентгеновские двойные пульсары: класс маломассивных рентгеновских двойных систем (LMXB), пульсар со звездой главной последовательности, белый карлик или красный гигант.
        • Миллисекундный пульсар (MSP) («переработанный пульсар»).
          • "Паучий пульсар", пульсар, в котором их спутником является полувырожденная звезда. [99]
            • Пульсар «Черная вдова», пульсар, который попадает под «Пульсар-паук», если у спутника очень низкая масса (менее 0,1 массы Солнца).
            • «Красноспинный» пульсар, если спутник более массивный.
          • Субмиллисекундный пульсар. [100]
        • Рентгеновский всплеск : нейтронная звезда с маломассивным двойным компаньоном, от которого происходит аккреция вещества, что приводит к нерегулярным выбросам энергии с поверхности нейтронной звезды.
      • Рентгеновские двойные пульсары средней массы: класс рентгеновских двойных систем средней массы (IMXB), пульсар со звездой промежуточной массы.
      • Рентгеновские двойные пульсары с большой массой : класс сверхмассивных двойных рентгеновских лучей (HMXB), пульсар с массивной звездой.
      • Двойные пульсары : пульсар с двойным спутником , часто белый карлик или нейтронная звезда.
      • Рентген третичный (теоретически). [101]
  • Теоретические компактные звезды с аналогичными свойствами.
    • Теоретически протонейтронная звезда (ПНС). [102]
    • Экзотическая звезда
      • Объект Торна – Житкова : в настоящее время гипотетическое слияние нейтронной звезды с красным гигантом.
      • Кварковая звезда : в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящей из кварковой материи или странной материи . По состоянию на 2018 год есть три кандидата.
      • Электрослабая звезда : в настоящее время гипотетический тип чрезвычайно тяжелой нейтронной звезды, в которой кварки превращаются в лептоны за счет электрослабой силы, но гравитационный коллапс нейтронной звезды предотвращается радиационным давлением. По состоянию на 2018 год доказательств их существования нет.
      • Преонная звезда : в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящей из преонной материи . По состоянию на 2018 год доказательств существования преонов нет .

Примеры нейтронных звезд [ править ]

Художественный оттиск диска вокруг нейтронной звезды RX J0806.4-4123. [103]
  • Пульсар Чёрной Вдовы - миллисекундный пульсар, очень массивный.
  • ЛГМ-1 - первый признанный радиопульсар.
  • PSR B1257 + 12 - первая нейтронная звезда, обнаруженная с планетами (миллисекундный пульсар).
  • PSR B1509−58 - источник снимка "Рука Бога", сделанного рентгеновской обсерваторией Чандра .
  • PSR J0108−1431 - ближайшая нейтронная звезда.
  • Великолепная семерка , группа близлежащих нейтронных звезд, тусклых в рентгеновском диапазоне.
  • PSR J0348 + 0432 - самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой 2,01 ± 0,04 M ☉ .
  • RX J0806.4-4123 - нейтронная звезда, источник инфракрасного излучения. [104]
  • SWIFT J1756.9-2508 - миллисекундный пульсар с спутником звездного типа с массой планетарного диапазона (ниже коричневого карлика).
  • Swift J1818.0-1607 - самый молодой известный магнетар

Галерея [ править ]

Видео - анимация [ править ]

  • Воспроизвести медиа

    Нейтронные звезды, содержащие 500 000 масс Земли в сфере диаметром 25 км (16 миль)

  • Воспроизвести медиа

    Столкновение нейтронных звезд

  • Воспроизвести медиа

    Коллизия нейтронной звезды

См. Также [ править ]

  • Яйцо Дракона
  • Слияние нейтронных звезд
  • Нейтроний
  • Предон-вырожденная материя
  • Вращающийся радиопереходный процесс
  • Маленькие зеленые человечки
  • IRAS 00500 + 6713 (через 10 000 лет)

Примечания [ править ]

  1. ^ Плотность нейтронной звезды увеличивается с увеличением ее массы, а радиус уменьшается нелинейно. (заархивированное изображение: график массового радиуса НАСА ) Здесь новая страница: «RXTE обнаруживает квазипериодические колебания в килогерцах» . НАСА . Проверено 17 февраля +2016 .(в частности, изображение [1] )
  2. ^ a b Звезда 10  M ☉ схлопнется в черную дыру. [26]
  3. ^ 3,7 × 10 17  кг / м 3 зависит от массы2,68 × 10 30  кг / объем звезды радиусом 12 км;5,9 × 10 17  кг / м 3 зависит от массы4,2 × 10 30  кг на объем звезды радиусом 11,9 км
  4. ^ Средняя плотность вещества нейтронной звезды радиусом 10 км равна1,1 × 10 12  кг / см 3 . Следовательно, 5 мл такого материала - это5,5 × 10 12  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 плотность8,35 × 10 10  кг / см 3 ) имеет массу около 400 миллионов метрических тонн, или около массы всего человека. Гравитационное поле составляет ок.2 × 10 11 г или ок.2 × 10 12 Н / кг. Масса Луны рассчитывается на 1 г .
  5. ^ Магнитная плотность энергии для поля B является U = μ 0 B 2 / 2 . [35] Подставляя B = 10 8  T, получаем U =4 × 10 21  Дж / м 3 . Разделив на c 2, мы получим эквивалентную массовую плотность44 500  кг / м 3 , что превышает стандартные значения плотности температуры и давления для всех известных материалов. Сравнить с22 590  кг / м 3 для осмия , самого плотного стабильного элемента.
  6. ^ Еще до открытия нейтрона, в 1931 году, нейтронные звезды предполагались по Льву Ландау , который писал о звездахгде «атомные ядра приходят в тесном контакте, образуя одно гигантское ядро». [74] Однако распространенное мнение о том, что Ландау предсказал нейтронные звезды, оказывается ошибочным. [75]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Heger, A .; Фритюрница, CL; Woosley, SE; 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 . DOI : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632 .  
  2. ^ Гленденнинг, Norman K. (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. Перейти ↑ Tolman, RC (1939). "Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости" (PDF) . Физический обзор . 55 (4): 364–373. Bibcode : 1939PhRv ... 55..364T . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.364 .
  5. ^ Оппенгеймер, младший; Волков, GM (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Bibcode : 1939PhRv ... 55..374O . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.374 .
  6. ^ "Нейтронные звезды" (PDF) . www.astro.princeton.edu . Проверено 14 декабря 2018 года .
  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 . Бибкод : 2001A & A ... 380..151D . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011402 . ISSN 0004-6361 . S2CID 17516814 .  
  8. ^ Kiziltan 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. ^ a b c d e 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 CC; и другие. (2006). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука . 311 (5769): 1901–1904. arXiv : astro-ph / 0601337 . Bibcode : 2006Sci ... 311.1901H . CiteSeerX 10.1.1.257.5174 . DOI : 10.1126 / science.1123430 . PMID 16410486 . S2CID 14945340 .   
  15. ^ Naeye, Роберт (2006-01-13). "Вращающийся пульсар бьет рекорд" . Небо и телескоп . Архивировано из оригинала на 2007-12-29 . Проверено 18 января 2008 .
  16. ^ https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html
  17. ^ Camenzind, Max (24 февраля 2007). 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; Сюй, RX; Цяо, GJ (2000). "Природа и воспитание: модель мягких повторителей гамма-излучения". Астрофизический журнал . 545 (2): 127–129. arXiv : astro-ph / 0010225 . Bibcode : 2000ApJ ... 545L.127Z . DOI : 10.1086 / 317889 . S2CID 14745312 . 
  19. ^ Abbott, BP; Abbott, R .; Abbott, TD; Acernese, F .; Ackley, K .; Adams, C .; Adams, T .; Addesso, P .; Ричард; Говард; Адхикари, RX; Хуан-Вэй (2017). "Наблюдения за слиянием двойных нейтронных звезд с помощью нескольких мессенджеров". Письма в астрофизический журнал . 848 (2): L12. arXiv : 1710.05833 . Bibcode : 2017ApJ ... 848L..12A . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa91c9 . S2CID 217162243 . 
  20. ^ Bombaci, I. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Bibcode : 1996a & A ... 305..871B .
  21. ^ Балли, Джон; Рейпурт, Бо (2006). Рождение звезд и планет (иллюстрированное изд.). 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/55 . S2CID 119120778 . 
  23. ^ Chamel, N .; Haensel, Paweł; Здуник, JL; Фантина, АФ (19 ноября 2013 г.). «О максимальной массе нейтронных звезд». Международный журнал современной физики . 1 (28): 1330018. arXiv : 1307.3995 . Bibcode : 2013IJMPE..2230018C . DOI : 10.1142 / S021830131330018X . S2CID 52026378 . 
  24. ^ Резцолла, Лучано; Most, Elias R .; Вей, Лукас Р. (2018). "Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных отношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд". Астрофизический журнал . 852 (2): L25. arXiv : 1711.00314 . Bibcode : 2018ApJ ... 852L..25R . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aaa401 . S2CID 119359694 . 
  25. ^ Cromartie, HT; Fonseca, E .; Ransom, SM; Деморест, ПБ; Арзуманян, З .; Blumer, H .; Брук, PR; DeCesar, ME; 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 . DOI : 10.1038 / s41550-019-0880-2 . ISSN 2397-3366 . S2CID 118647384 .  
  26. ^ "Черные дыры" . Центр космических полетов Годдарда (GSFC). Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА).
  27. ^ a b 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 . DOI : 10.1063 / 1.4909560 . Проверено 11 ноября 2007 .
  28. ^ Яковлев, ДГ; Каминкер, AD; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020699 . S2CID 6247160 . 
  29. ^ «Расчет плотности нейтронной звезды» . Проверено 11 марта 2006 .NB 3 × 10 17  кг / м 3 составляет3 × 10 14  г / см 3
  30. ^ Ozel, Feryal; Фрейре, Пауло (2016). «Массы, радиусы и уравнения состояния нейтронных звезд». Анну. Rev. Astron. Astrophys . 54 (1): 401–440. arXiv : 1603.02698 . Bibcode : 2016ARA & A..54..401O . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081915-023322 . S2CID 119226325 . 
  31. ^ a b c d e 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 . Проверено 21 марта 2016 .
  32. ^ "Интернет-каталог McGill SGR / AXP" . Дата обращения 2 января 2014 .
  33. ^ Kouveliotou, Крайсз; Дункан, Роберт С .; Томпсон, Кристофер (февраль 2003 г.). «Магнитары» . Scientific American . 288 (2): 34–41. Bibcode : 2003SciAm.288b..34K . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0203-34 . PMID 12561456 . Проверено 21 марта 2016 . 
  34. ^ Каспи, ВМ; Гавриил, ФП (2004). «(Аномальные) рентгеновские пульсары». Ядерная физика Б . Дополнения к материалам. 132 : 456–465. arXiv : astro-ph / 0402176 . Bibcode : 2004NuPhS.132..456K . DOI : 10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.080 . S2CID 15906305 . 
  35. ^ "Мир физики Эрика Вайсштейна" . scienceworld.wolfram.com . Архивировано из оригинала на 2019-04-23.
  36. ↑ Дункан, Роберт С. (март 2003 г.). « „ Магнетары“, мягкие гамма - репитеры и очень сильных магнитных полей» . Проверено 17 апреля 2018 .
  37. ^ a b c Зан, Корвин (1990-10-09). «Tempolimit Lichtgeschwindigkeit» (на немецком языке) . Проверено 9 октября 2009 . Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... sizeslosen Einheiten ( c , G = 1)
  38. ^ Грин, Саймон Ф .; Джонс, Марк Х .; Бернелл, С. Джоселин (2004). Введение в Солнце и звезды (иллюстрированный ред.). Издательство Кембриджского университета. п. 322. ISBN. 978-0-521-54622-5.
  39. ^ "Peligroso lugar para jugar tenis" . Datos Freak (на испанском языке) . Дата обращения 3 июня 2016 .
  40. ^ Маршие Бартузиак (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 , стр. 9/20, внизу
  42. ^ Хессельс, Джейсон В. Т; 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 . DOI : 10.1086 / 319702 . S2CID 14782250 . 
  43. ^ a b CODATA 2014 г.
  44. ^ а б НАСА. Neutron Star Equation of State Science Получено 2011-09-26 Архивировано 20 февраля 2013 г., на Wayback Machine.
  45. ^ а б в Бескин В.С. (1999); Радиопульсары , УФН. Т. 169, №11, с. 1173–1174
  46. ↑ Дорогой, Дэвид. «нейтронная звезда» . www.daviddarling.info .
  47. ^ Понс, Хосе А .; Вигано, Даниэле; Ри, Нанда (2013). «Слишком много« макарон », чтобы пульсары не могли замедлить ход». Физика природы . 9 (7): 431–434. arXiv : 1304,6546 . Bibcode : 2013NatPh ... 9..431P . DOI : 10.1038 / nphys2640 . S2CID 119253979 . 
  48. ^ a b c d e f g h i j k Кондон, Дж. Дж. и Рэнсом, С. М. «Свойства пульсара (основная радиоастрономия)» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Проверено 24 марта 2016 года .
  49. ^ a b c d e f Павлов, Георгий. "Рентгеновские свойства вращающихся пульсаров и термоизлучающих нейтронных звезд" (PDF) . pulsarastronomy.net . Проверено 6 апреля +2016 .
  50. ^ Б с д е е г Де Лука, Andrea (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 . DOI : 10.1063 / 1.2900173 . S2CID 118470472 .  
  51. ^ Клочков, Д .; Puehlhofer, G .; Сулейманов, В .; Саймон, С .; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321740 . S2CID 119184617 . 
  52. ^ a b «7. Пульсары на других длинах волн» . Границы современной астрономии . Центр астрофизики Джодрелл Бэнк . Проверено 6 апреля +2016 .
  53. ^ Мангал, KTS & Johnston, S. (август 2013). «Последствия радиоспокойных нейтронных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 305 (3): 671. arXiv : astro-ph / 9803176 . Bibcode : 1999MNRAS.305..671B . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02490.x . S2CID 6777734 . 
  54. ^ Чжан, Б. "Вращающаяся сила магнетаров" (PDF) . Федеральный университет ду Риу Гранди ду Сул . Проверено 24 марта 2016 года .
  55. ^ Хессельс, Джейсон В. Т; 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 : 2006Sci ... 311.1901H . CiteSeerX 10.1.1.257.5174 . DOI : 10.1126 / science.1123430 . PMID 16410486 . S2CID 14945340 .   
  56. ^ Kaaret, P .; Прискорн, З .; Занд, JJM в 'т; Brandt, S .; Lund, N .; Mereghetti, S .; Götz, D .; Kuulkers, E .; Томсик, Дж. А. (2007). "Свидетельство 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 . DOI : 10.1086 / 513270 . ISSN 0004-637X . S2CID 119405361 .  
  57. ^ Kouveliotou, C .; Дункан, RC; Thompson, C .; (Февраль 2003 г.); " Магнетарс Магнетарс ", Scientific American
  58. ^ Alpar, М. Али (1 января 1998). «Пульсары, глюки и сверхтекучие жидкости» . Physicsworld.com.
  59. ^ a b Арчибальд, РФ; Каспи, ВМ; Ng, CY; Gourgouliatos, KN; Цанг, Д .; Scholz, P .; Бирдмор, AP; Gehrels, N .; Кеннеа, Дж. А. (2013). «Антиглюк в магнетаре». Природа . 497 (7451): 591–593. arXiv : 1305.6894 . Bibcode : 2013Natur.497..591A . DOI : 10,1038 / природа12159 . ЛВП : 10722/186148 . PMID 23719460 . S2CID 4382559 .  
  60. ^ «Мощные процессы в действии» . Дата обращения 15 июля 2016 .
  61. ^ Посселт, В .; Neuhäuser, R .; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200810156 . S2CID 10639250 . 
  62. ^ Таурис и ван ден Хеувель; (2006); в компактных звездных источниках рентгеновского излучения , ред. Левин и ван дер Клис, Cambridge University Press Образование 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). DOI : 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). DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102
  65. ^ Компактные звездные рентгеновские источники (2006), ред. Левин и ван дер Клис, Cambridge University Press
  66. ^ Тейлор, JH; 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 . DOI : 10.1086 / 159690 .
  67. ^ Tanvir, N .; Леван, AJ; Fruchter, AS; Hjorth, J .; Хаунселл, РА; Wiersema, K .; Танниклифф, Р.Л. (2013). «Килонова, связанная с короткоживущим гамма-всплеском GRB 130603B». Природа . 500 (7464): 547–549. arXiv : 1306.4971 . Bibcode : 2013Natur.500..547T . DOI : 10,1038 / природа12505 . PMID 23912055 . S2CID 205235329 .  
  68. ↑ Чо, Адриан (16 октября 2017 г.). «Слияние нейтронных звезд порождает гравитационные волны и небесное световое шоу» . Наука . Проверено 16 октября 2017 года .
  69. ^ Overbye, Dennis (16 октября 2017). «LIGO впервые обнаруживает ожесточенное столкновение нейтронных звезд» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 16 октября 2017 года .
  70. ^ Casttelvecchi, Давиде (25 августа 2017). «Ходят слухи о новом виде наблюдения с помощью гравитационных волн» . Новости природы . DOI : 10.1038 / nature.2017.22482 . Проверено 27 августа 2017 года .
  71. ^ Abbott, BP; и другие. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (16 октября 2017). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды в спирали". Письма с физическим обзором . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 . 
  72. ^ Урри, Мэг (20 июля 2013). «Золото исходит от звезд» . CNN.
  73. Перейти ↑ Baade, Walter & Zwicky, Fritz (1934). «Замечания о сверхновых и космических лучах» (PDF) . Физический обзор . 46 (1): 76–77. Bibcode : 1934PhRv ... 46 ... 76В . DOI : 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 : 1932Natur.129Q.312C . DOI : 10.1038 / 129312a0 . S2CID 4076465 . 
  77. ^ Хьюиш, А. & Okoye, SE (1965). «Свидетельство необычного источника высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности». Природа . 207 (4992): 59–60. Bibcode : 1965Natur.207 ... 59H . DOI : 10.1038 / 207059a0 . S2CID 123416790 . 
  78. ^ Шкловский, IS (апрель 1967). «О природе источника рентгеновского излучения SCO XR-1». Астрофизический журнал . 148 (1): L1 – L4. Bibcode : 1967ApJ ... 148L ... 1S . DOI : 10,1086 / 180001 .
  79. ^ `` Крабовидная туманность пульсар NP 0532 1969, Дж. М. Комелла, HD Craft, Р. В. Лавлейс, Дж. М. Саттон, Г. Л. Тайлер Природа 221 (5179), 453-454
  80. ^ `` Методы цифрового поиска пульсаров 1969, RVE Lovelace, JM Sutton, EE Salpeter Nature 222 (5190), 231-233.
  81. ^ `` Об открытии периода пульсара Крабовидной туманности Р.В. Лавлейс и Г.Л. Тайлер 2012, Обсерватория, 132, 186.
  82. ^ Гош, Pranab (2007). Пульсары, приводимые в действие вращением и аккрецией (иллюстрированное издание). World Scientific. п. 8. ISBN 978-981-02-4744-7.
  83. ^ Лэнг, Кеннет (2007). Компаньон к астрономии и астрофизике: хронология и глоссарий с таблицами данных (иллюстрированный ред.). Springer Science & Business Media. п. 82. ISBN 978-0-387-33367-0.
  84. ^ Хензель, Павел; 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.
  85. ^ Грэм-Смит, Фрэнсис (2006). Пульсарная астрономия (иллюстрированное изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 11. ISBN 978-0-521-83954-9.
  86. ^ Гош, Pranab (2007). Пульсары, приводимые в действие вращением и аккрецией (иллюстрированное издание). World Scientific. п. 281. ISBN. 978-981-02-4744-7.
  87. ^ Деморест, Пол Б .; Pennucci, T .; Ransom, SM; Робертс, MS; Хессельс, Дж. В. (2010). «Нейтронная звезда с двумя массами Солнца, измеренная с помощью задержки Шапиро». Природа . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010,5788 . Bibcode : 2010Natur.467.1081D . DOI : 10,1038 / природа09466 . PMID 20981094 . S2CID 205222609 .  
  88. ^ Антониадис, Джон (2012). «Массивный пульсар в компактной релятивистской двоичной системе». Наука . 340 (6131): 1233232. arXiv : 1304.6875 . Bibcode : 2013Sci ... 340..448A . CiteSeerX 10.1.1.769.4180 . DOI : 10.1126 / science.1233232 . PMID 23620056 . S2CID 15221098 .   
  89. ^ Burtnyk, Kimberly М. (16 октября 2017). «Обнаружение сталкивающихся нейтронных звезд с помощью LIGO порождает глобальные усилия по изучению этого редкого события» . Проверено 17 ноября 2017 года .
  90. ^ 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! . Проверено 17 октября 2018 года .
  91. ^ Troja, E .; и другие. (16 октября 2018 г.). «Светящаяся голубая килонова и внеосевой джет от компактного двойного слияния на z = 0,1341» . Nature Communications . 9 (4089 (2018)): 4089. arXiv : 1806.10624 . Bibcode : 2018NatCo ... 9.4089T . DOI : 10.1038 / s41467-018-06558-7 . PMC 6191439 . PMID 30327476 .  
  92. ^ Mohon, Ли (16 октября 2018). «GRB 150101B: дальний родственник GW170817» . НАСА . Проверено 17 октября 2018 года .
  93. ↑ Уолл, Майк (17 октября 2018 г.). «Мощная космическая вспышка, вероятно, еще одно слияние нейтронных звезд» . Space.com . Проверено 17 октября 2018 года .
  94. ↑ Национальная радиоастрономическая обсерватория (8 июля 2019 г.). «Новый метод может решить проблему измерения расширения Вселенной - слияние нейтронных звезд может дать нового« космического правителя » » . EurekAlert! . Дата обращения 8 июля 2019 .
  95. ↑ Финли, Дэйв (8 июля 2019 г.). «Новый метод может разрешить трудности с измерением расширения Вселенной» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Дата обращения 8 июля 2019 .
  96. ^ 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 : 2019NatAs ... 3..940H . DOI : 10.1038 / s41550-019-0820-1 . S2CID 119547153 . 
  97. ^ Mereghetti, Сандро (апрель 2010). «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 . DOI : 10.1007 / 978-3-642-17251-9_29 . ISBN 978-3-642-17250-2. S2CID  117102095 .
  98. ^ Павлов, Георгий; Завлин, Слава; Санвал, Дивы; Каргальцев Олег; Романи, Роджер. «Тепловое излучение от изолированных нейтронных звезд» (PDF) . Национальная ускорительная лаборатория SLAC . Проверено 28 апреля 2016 года .
  99. ^ E. Parent и др .; Восемь миллисекундных пульсаров обнаружены в обзоре Arecibo PALFA
  100. Перейти ↑ Nakamura, T. (1989). «Двоичный субмиллисекундный пульсар и модель коллапса вращающегося ядра для SN1987A» . Успехи теоретической физики . 81 (5): 1006–1020. Bibcode : 1989PThPh..81.1006N . DOI : 10.1143 / PTP.81.1006 .
  101. ^ Розанна Ди Стефано; Динамическая доля Роша в иерархических тройках
  102. ^ Томпсон, Тодд А .; Протонейтронные звездные ветры, управляемые нейтрино
  103. ^ "Художественный слепок диска вокруг нейтронной звезды" . www.spacetelescope.org . Проверено 18 сентября 2018 года .
  104. ^ "HubbleSite: Новости - Хаббл обнаруживает ранее невиданные особенности вокруг нейтронной звезды" . hubblesite.org . Проверено 18 сентября 2018 года .

Источники [ править ]

  • «Следующие моменты сделаны RN Manchester (Science 2004 304: 542)» . scienceweek.com . Астрофизика: О наблюдаемых пульсарах. 2004. Архивировано из оригинала 14 июля 2007 года . Проверено 6 августа 2004 года .
  • Glendenning, Norman K .; Kippenhahn, R .; Appenzeller, I .; Borner, G .; Харвит, М. (2000). Компактные звезды (2-е изд.).
  • Kaaret, P .; Прискорн, З .; in 't Zand, JJM; Brandt, S .; Lund, N .; Mereghetti, S .; и другие. (2006). "Свидетельство осцилляций всплесков рентгеновского излучения с частотой 1122 Гц от транзиента рентгеновского излучения нейтронной звезды XTE J1739-285". Астрофизический журнал . 657 (2): L97. arXiv : astro-ph / 0611716 . Bibcode : 2007ApJ ... 657L..97K . DOI : 10.1086 / 513270 . S2CID  119405361 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Нейтронная звезда (астрономия) в Британской энциклопедии
  • Введение в нейтронные звезды
  • Hessels, Jason W. T; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Н; Freire, Paulo C.C; Каспи, Виктория М; Камило, Фернандо (2003). «Нейтронные звезды для студентов». Американский журнал физики . 72 (2004): 892–905. arXiv : nucl-th / 0309041 . Bibcode : 2004AmJPh..72..892S . DOI : 10.1119 / 1.1703544 . S2CID  27807404 .
    • Силбар, Ричард Р; Редди, Санджай (2005). "Erratum:" Нейтронные звезды для студентов "[Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)]". Американский журнал физики . 73 (3): 286. arXiv : nucl-th / 0309041 . Bibcode : 2005AmJPh..73..286S . DOI : 10.1119 / 1.1852544 .
  • НАСА на пульсарах
  • « НАСА видит скрытую структуру нейтронной звезды в звездотрясении ». SpaceDaily.com. 26 апреля 2006 г.
  • « Загадочными источниками рентгеновского излучения могут быть одинокие нейтронные звезды » Дэвид Шига. Новый ученый . 23 июня 2006 г.
  • « Массивная нейтронная звезда исключает экзотическую материю ». Новый ученый . Согласно новому анализу, экзотические состояния вещества, такие как свободные кварки или БЭК, не возникают внутри нейтронных звезд.
  • « Нейтронная звезда летела с ошеломляющей скоростью ». Новый ученый . Нейтронная звезда движется со скоростью более 1500 километров в секунду.