Радиус нейтронной звезды масса которой равна массе солнца составляет

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

M Икс знак равно M M ⊙ <\ displaystyle M_ = <\ frac >>>

то релятивистская дробная энергия связи нейтронной звезды равна

B E знак равно 886,0 M Икс р [ в метрах ] — 738,3 M Икс <\ displaystyle BE = <\ frac <886.0 \, M_ > > \ right]> — 738,3 \, M_ >>>

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 около 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, которое можно описать 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. Это означает, что связь между плотностью и массой полностью не известна, и это вызывает неопределенность в оценках радиуса. Например, нейтронная звезда размером 1,5 M _☉ может иметь радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 км (для EOS FPS, UU, APR или L соответственно).

Состав

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

Современные модели показывают, что вещество на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер, сжатых 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. Также возможно, что тяжелые элементы, такие как железо, просто погружаются под поверхность, оставляя только легкие ядра, такие как гелий и водород . Если температура поверхности превышает 10 6 кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая может существовать в более холодных нейтронных звездах (температура 6 кельвинов).

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 корка чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальной неровностью поверхности

5 мм) из-за сильного гравитационного поля.

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 сильную силу ), 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. Состав сверхплотного вещества в ядре остается неопределенным. Одна модель описывает ядро ​​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, или сверхплотную кварково-вырожденную материю .

Радиация

Пульсары

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 . Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий, что приводит к излучению кривизны , причем излучение сильно поляризовано по направлению к плоскости кривизны. Кроме того, фотоны с высокой энергией могут взаимодействовать с фотонами с более низкой энергией и магнитным полем для образования электрон-позитронных пар , что через аннигиляцию электрон-позитрон приводит к дальнейшим фотонам с высокой энергией.

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, можно описать как излучение магнитосферы по отношению к магнитосфере нейтронной звезды. Его не следует путать с излучением магнитного диполя , которое излучается, потому что магнитная ось не совмещена с осью вращения, с частотой излучения, такой же, как частота вращения нейтронной звезды.

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

В дополнение к пульсарам были идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя они могут иметь незначительные периодические изменения светимости. Похоже, это характерно для источников рентгеновского излучения, известных как центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCOs в SNR), которые, как полагают, являются молодыми, радиоспокойными изолированными нейтронными звездами.

Спектры

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 . 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; краба Pulsar производит электромагнитное излучение по всему спектру. Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиоспокойными нейтронными звездами , радиоизлучение которых не обнаружено.

Вращение

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

Спин вниз

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

Периодическое время ( 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). п ˙ <\ displaystyle <\ dot

>>

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 медленной, чтобы привести в действие механизм радиоизлучения, и нейтронную звезду больше нельзя будет обнаружить.

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

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 «. Наблюдаемая светимость пульсара-краба сравнима со светимостью при вращении вниз, что подтверждает модель, согласно которой вращательная кинетическая энергия питает излучение от него. С нейтронными звездами, такими 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. E ˙ <\ displaystyle <\ dot >>

P и P -dot также могут быть построены для нейтронных звезд для создания P — P -dot схему. Он кодирует огромный объем информации о населении пульсаров и его свойствах, и его значение для нейтронных звезд можно сравнить с диаграммой Герцшпрунга – Рассела .

Раскрутить

Скорость вращения нейтронных звезд может увеличиваться, и этот процесс называется раскруткой . 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 из известных в настоящее время нейтронная звезда, PSR J1748-2446ad , вращается со скоростью 716 оборотов в секунду. В статье 2007 года сообщалось об обнаружении осцилляции рентгеновской вспышки, которая обеспечивает косвенную оценку вращения нейтронной звезды XTE J1739-285 с частотой 1122 Гц , что предполагает 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

Иногда нейтронная звезда испытывает 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 в виде дискретных событий, когда кора разрывается, создавая звездотрясение, подобное землетрясениям. После землетрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, и, 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-ретрансляторы .

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.

«Анти-глюки»

Сообщалось также о «анти-сбое», внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. Это произошло в магнетаре 1E 2259 + 586 , который в одном случае вызвал увеличение рентгеновской светимости в 20 раз и значительное изменение 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.

Население и расстояния

В настоящее время известно около 2000 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. RX J1856.5-3754 — член тесной группы нейтронных звезд под названием Великолепная семерка . Еще одна соседняя 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

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

Рентгеновские двойные системы

Двойные системы, содержащие нейтронные звезды, часто излучают рентгеновские лучи, которые испускаются горячим газом, когда он падает на поверхность нейтронной звезды. Источником газа является звезда-компаньон, внешние слои которой могут быть 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.

Слияние двойных нейтронных звезд и нуклеосинтез

Расстояние между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе сокращается по мере излучения гравитационных волн . В конечном итоге нейтронные звезды соприкоснутся и срастутся. Слияние двойных нейтронных звезд — одна из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков . Сильное свидетельство для этой модели пришло из наблюдения за kilonova , связанный с кратковременными гамма-всплеском GRB 130603B, и , наконец , подтверждено обнаружением гравитационных волнами GW170817 и короткого GRB 170817A по LIGO , Дева , и 70 обсерваторий охватывающих электромагнитного спектра наблюдая за событием. Считается, что свет, излучаемый килоновой, возникает в результате радиоактивного распада вещества, выброшенного в результате слияния двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственным за производство многих химических элементов помимо железа , в отличие от теории нуклеосинтеза сверхновых .

Планеты

Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты . Это могут быть оригинальные, околоземные , захваченные или результат второго раунда формирования планет. Пульсары также могут отделить звезду от атмосферы, оставив 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, чем другие методы. Окончательно подтверждены две системы. Первыми из когда-либо обнаруженных экзопланет были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор вокруг PSR B1257 + 12 , открытые в 1992–1994 годах. Из них Драугр — самая маленькая из когда-либо обнаруженных экзопланет 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

На заседании Американского физического общества в декабре 1933 года (по делу было опубликовано в январе 1934 г.), Баад и Фриц Цвикки предложили существование нейтронных звезд, менее чем через два года после открытия нейтрона по Чедвик . В поисках объяснения происхождения сверхновой они предварительно предположили, что при взрывах сверхновой 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 большая масса аннигилирует». Считалось, что нейтронные звезды слишком тусклые, 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 должны были вскоре обнаружить радиоимпульсы от звезд, которые, как теперь 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 ». Этот источник оказался Крабовидным пульсаром , образовавшимся в результате сверхновой звезды 1054 года .

В 1967 году Иосиф Шкловский изучил рентгеновские и оптические наблюдения Скорпиона X-1 и правильно пришел к выводу, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции .

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 Крабовидном теле . После этого открытия ученые пришли к выводу, что пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды . До этого многие ученые считали пульсары пульсирующими белыми карликами . п ≈ 33 <\ Displaystyle P \! \ приблизительно 33>

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 . 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.

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, в точности как предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году Тейлор и Халс были удостоены Нобелевской премии по физике за это открытие.

В 1982 году Дон Бакер и его коллеги открыли первый миллисекундный пульсар , PSR B1937 + 21 . 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 . 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 . Это было значительно выше, чем масса любой нейтронной звезды, измеренной ранее (1,67 M _☉ , см. PSR J1903 + 0327 ), и налагает серьезные ограничения на внутренний состав 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 . Это подтвердило существование таких массивных звезд другим методом. Кроме того, это впервые позволило 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.

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что гамма-всплеск GRB 150101B , обнаруженный в 2015 году, может быть напрямую связан с историческим GW170817 и связан со слиянием двух нейтронных звезд. Сходства между 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, по мнению исследователей, может быть более распространенным во Вселенной, чем предполагалось ранее.

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 . Их измерение постоянной Хаббла 70,3 +5,3
−5,0 (км / с) / Мпк.

Таблица подтипов

• Нейтронная звезда
  • Изолированная нейтронная звезда (ИНС): не в двойной системе.
    • Пульсар с вращающимся двигателем (RPP или «радиопульсар»): нейтронные звезды, которые излучают направленные на нас импульсы излучения через равные промежутки времени (из-за их сильных магнитных полей).
      • Вращающийся радиопереходный процесс (RRAT): считается, что это пульсары, 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).
      • Ретранслятор мягкой гаммы (SGR).
      • Аномальный рентгеновский пульсар (AXP).
    • Радиоспокойные нейтронные звезды .
      • Рентгеновские тусклые изолированные нейтронные звезды.
      • Центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCOs в SNR): молодые, радиоспокойные непульсирующие источники рентгеновского излучения, которые считаются изолированными нейтронными звездами, окруженными остатками сверхновых.
  • Рентгеновские пульсары или « пульсары с аккреционной силой»: 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.
          • Пульсар «Черная вдова», пульсар, который попадает под «Пульсар-паук», если у спутника чрезвычайно низкая масса (менее 0,1 массы Солнца).
          • «Красноспинный» пульсар, если спутник более массивный.
        • Субмиллисекундный пульсар.
      • 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 рентгеновских двойных систем (HMXB), пульсар с массивной звездой.
    • Двойные пульсары : пульсар с двойным спутником , часто белый карлик или нейтронная звезда.
    • Рентген третичный (теоретически).
• Теоретические компактные звезды с подобными свойствами.
  • Теоретически протонейтронная звезда (ПНС).
  • 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

• Пульсар Чёрной Вдовы — миллисекундный пульсар, очень массивный.
• LGM-1 (ныне PSR B1919 + 21 ) — первый признанный радиопульсар. Его обнаружила Джоселин Белл Бернелл в 1967 году.
• PSR B1257 + 12 — первая нейтронная звезда, обнаруженная с планетами (миллисекундный пульсар).
• PSR B1509−58 — источник снимка «Рука Бога», сделанногорентгеновской 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.
• SWIFT J1756.9-2508 — миллисекундный пульсар с спутником звездного типа с планетарной массой диапазона (ниже коричневого карлика).
• Swift J1818.0-1607 — самый молодой известный магнетар

Галерея

Видео — анимация

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

Источник