Gwiazda neutronowa - Neutron star

Symulowany widok gwiazdy neutronowej z dyskiem akrecyjnym. Dysk wydaje się być zniekształcony w pobliżu gwiazdy z powodu ekstremalnego soczewkowania grawitacyjnego
Promieniowanie z szybko wirującego pulsara PSR B1509-58 powoduje, że pobliski gaz emituje promieniowanie rentgenowskie (złoto) i oświetla resztę mgławicy , tutaj widzianą w podczerwieni (niebieski i czerwony).

Gwiazdy neutronów jest zapadnięta rdzeń masywnej nadolbrzymów gwiazdy , który miał całkowitą masę od 10 do 25 mas słonecznych , ewentualnie więcej, jeśli gwiazda szczególnie bogata w metal. Poza czarnymi dziurami i niektórymi hipotetycznymi obiektami (np. białymi dziurami , gwiazdami kwarkowymi i dziwnymi gwiazdami ), gwiazdy neutronowe są najmniejszą i najgęstszą obecnie znaną klasą obiektów gwiezdnych. Gwiazdy neutronowe mają promień rzędu 10 kilometrów (6,2 mil) i masę około 1,4 mas Słońca. Wynikają one z wybuchu supernowej masywnej gwiazdy , połączonego z kolapsem grawitacyjnym , który kompresuje jądro poza gęstością białego karła do gęstości jąder atomowych .

Po uformowaniu nie generują już aktywnie ciepła i z czasem się ochładzają; jednak mogą nadal ewoluować poprzez kolizje lub akrecję . Większość podstawowych modeli tych obiektów sugeruje, że gwiazdy neutronowe składają się prawie wyłącznie z neutronów (cząstek subatomowych bez ładunku elektrycznego netto io nieco większej masie niż protony ); elektrony i protony obecne w normalnej materii łączą się, tworząc neutrony w warunkach panujących w gwieździe neutronowej. Gwiazdy neutronowe są częściowo wspierane przez ciśnienie degeneracji neutronów przed dalszym zapadaniem się , zjawisko opisane przez zasadę wykluczania Pauliego , tak jak białe karły są wspierane przez ciśnienie degeneracji elektronów przeciwko dalszemu zapadaniu się . Jednak ciśnienie degeneracji neutronów samo w sobie nie wystarcza do utrzymania obiektu powyżej 0,7 M ☉, a odpychające siły jądrowe odgrywają większą rolę we wspieraniu masywniejszych gwiazd neutronowych. Jeśli pozostałość gwiazdy ma masę przekraczającą granicę Tolmana–Oppenheimera–Volkoffa wynoszącą około 2 mas Słońca, kombinacja ciśnienia degeneracji i sił jądrowych jest niewystarczająca do utrzymania gwiazdy neutronowej i kontynuuje zapadanie się, tworząc czarną dziurę . Szacuje się, że najbardziej masywna gwiazda neutronowa wykryta do tej pory, PSR J0740+6620 , ma 2,14 mas Słońca.

Obserwowane gwiazdy neutronowe są bardzo gorące i zazwyczaj mają temperaturę powierzchni około 600 000  K . Są tak gęste, że pudełko zapałek o normalnej wielkości zawierające materiał gwiazdy neutronowej miałoby wagę około 3 miliardów ton, taką samą wagę jak kawałek Ziemi o powierzchni 0,5 kilometra sześciennego (sześcian o krawędziach około 800 metrów) od powierzchni Ziemi . Ich pola magnetyczne są od 10 8 do 10 15 (100 milionów do 1 biliarda ) razy silniejsze niż pole magnetyczne Ziemi. Pole grawitacyjne na powierzchni gwiazdy neutronowej wynosi około2 × 10 11 (200 miliardów) razy więcej niż pole grawitacyjne Ziemi.

Gdy jądro gwiazdy zapada się, jej prędkość obrotowa wzrasta w wyniku zachowania momentu pędu , a nowo powstałe gwiazdy neutronowe obracają się nawet kilkaset razy na sekundę. Niektóre gwiazdy neutronowe emitują wiązki promieniowania elektromagnetycznego, dzięki czemu są wykrywalne jako pulsary . Rzeczywiście, odkrycie pulsarów przez Jocelyn Bell Burnell i Antony Hewish w 1967 było pierwszą obserwacyjną sugestią, że gwiazdy neutronowe istnieją. Uważa się, że promieniowanie pulsarów jest emitowane głównie z regionów w pobliżu ich biegunów magnetycznych. Jeśli bieguny magnetyczne nie pokrywają się z osią obrotu gwiazdy neutronowej, wiązka emisyjna omiata niebo, a widziana z daleka, jeśli obserwator znajduje się gdzieś na drodze wiązki, pojawi się jako impulsy promieniowania pochodzące ze stałego punktu w przestrzeni (tzw. „efekt latarni”). Najszybciej wirującą znaną gwiazdą neutronową jest PSR J1748-2446ad , obracająca się z prędkością 716 razy na sekundę lub 43 000 obrotów na minutę , dając na powierzchni prędkość liniową rzędu0,24  c (tj. prawie jedna czwarta prędkości światła ).

Uważa się, że w Drodze Mlecznej znajduje się około miliarda gwiazd neutronowych , a co najmniej kilkaset milionów, liczbę uzyskaną przez oszacowanie liczby gwiazd, które uległy wybuchowi supernowej. Jednak większość z nich jest stara, zimna i bardzo mało promieniuje; większość wykrytych gwiazd neutronowych występuje tylko w pewnych sytuacjach, w których promieniują, na przykład gdy są pulsarem lub częścią układu podwójnego. Wolno obracające się i nieakredujące gwiazdy neutronowe są prawie niewykrywalne; jednak od czasu wykrycia przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a RX J185635-3754 w latach 90. wykryto kilka pobliskich gwiazd neutronowych, które wydają się emitować tylko promieniowanie cieplne. Przypuszcza się, że miękkie repeatery gamma są rodzajem gwiazdy neutronowej z bardzo silnymi polami magnetycznymi, znanymi jako magnetary lub alternatywnie, gwiazdami neutronowymi z dyskami kopalnymi wokół nich.

Gwiazdy neutronowe w układach podwójnych mogą ulegać akrecji, co zazwyczaj sprawia, że ​​układ jest jasny w promieniowaniu rentgenowskim, podczas gdy materia opadająca na gwiazdę neutronową może tworzyć gorące plamy, które obracają się i znikają z pola widzenia w zidentyfikowanych układach pulsarów rentgenowskich . Dodatkowo, taka akrecja może „przetworzyć” stare pulsary i potencjalnie spowodować ich zwiększenie masy i rozkręcenie do bardzo szybkiego tempa rotacji, tworząc tak zwane pulsary milisekundowe . Te układy podwójne będą nadal ewoluować i ostatecznie towarzysze mogą same stać się zwartymi obiektami, takimi jak białe karły lub gwiazdy neutronowe, chociaż inne możliwości obejmują całkowite zniszczenie towarzysza poprzez ablację lub fuzję. Fuzja podwójnych gwiazd neutronowych może być źródłem krótkotrwałych rozbłysków gamma i prawdopodobnie silnymi źródłami fal grawitacyjnych . W 2017 roku zaobserwowano bezpośrednią detekcję ( GW170817 ) fal grawitacyjnych z takiego zdarzenia, a fale grawitacyjne zaobserwowano również pośrednio w układzie, w którym krążą wokół siebie dwie gwiazdy neutronowe .

Tworzenie

Uproszczona reprezentacja powstawania gwiazd neutronowych.

Każda gwiazda ciągu głównego o początkowej masie powyżej 8 mas Słońca (8  M ) może wytworzyć gwiazdę neutronową. Gdy gwiazda oddala się od ciągu głównego, kolejne spalanie jądrowe wytwarza rdzeń bogaty w żelazo. Kiedy całe paliwo jądrowe w rdzeniu zostanie wyczerpane, rdzeń musi być podtrzymywany przez samo ciśnienie degeneracji. Dalsze osady masy ze spalania pocisków powodują, że rdzeń przekracza granicę Chandrasekhara . Ciśnienie degeneracji elektronów zostaje pokonane, a rdzeń zapada się dalej, powodując gwałtowny wzrost temperatury5 x 10 9  K . W tych temperaturach następuje fotodezintegracja ( rozpad jąder żelaza na cząstki alfa przez wysokoenergetyczne promienie gamma). Gdy temperatura rośnie jeszcze wyżej, elektrony i protony łączą się, tworząc neutrony poprzez wychwytywanie elektronów , uwalniając powódź neutrin . Kiedy gęstości osiągają gęstość jądrową4 × 10 17  kg/m 3 , połączenie silnej siły odpychania i ciśnienia degeneracji neutronów zatrzymuje skurcz. Wpadająca zewnętrzna otoczka gwiazdy zostaje zatrzymana i wyrzucona na zewnątrz przez strumień neutrin wytwarzanych podczas tworzenia neutronów, stając się supernową. Pozostałość po lewej to gwiazda neutronowa. Jeśli pozostałość ma masę większą niż około 3  M , zapada się dalej, stając się czarną dziurą.

Ponieważ rdzeń masywnej gwiazdy jest ściskana podczas supernowej typu II lub typu Ib, Ic lub typu supernowej i zapada się gwiazda neutronów, zachowuje większość swojego momentu pędu . Ale ponieważ gwiazda ma tylko niewielki ułamek promienia swojego rodzica (i dlatego jej moment bezwładności jest znacznie zmniejszony), gwiazda neutronowa powstaje z bardzo dużą prędkością obrotową, a następnie przez bardzo długi czas zwalnia. Znane są gwiazdy neutronowe, których okresy rotacji wynoszą od około 1,4 ms do 30 sekund. Gęstość gwiazdy neutronowej daje jej również bardzo wysoką grawitację powierzchniową , z typowymi wartościami od 10 12 do 10 13  m/s 2 (ponad 10 11 razy więcej niż Ziemia ). Jedną z miar tak ogromnej grawitacji jest fakt, że gwiazdy neutronowe mają prędkość ucieczki w zakresie od 100 000 km/s do 150 000 km/s , czyli od jednej trzeciej do połowy prędkości światła . Grawitacja gwiazdy neutronowej przyspiesza opadającą materię do ogromnej prędkości. Siła uderzenia prawdopodobnie zniszczyłaby atomy składowe obiektu, czyniąc całą materię identyczną pod wieloma względami z resztą gwiazdy neutronowej.

Nieruchomości

Masa i temperatura

Gwiazda neutronowa ma masę co najmniej 1,1  mas Słońca ( M ). Górna granica masy gwiazdy neutronowej nazywana jest granicą Tolmana–Oppenheimera–Volkoffa i ogólnie uważa się, że wynosi ona około 2,1  M , ale ostatnie szacunki wskazują, że górna granica wynosi 2,16  M . Maksymalna obserwowana masa gwiazd neutronowych wynosi około 2,14  M dla PSR J0740+6620 odkrytego we wrześniu 2019 r. Zwarte gwiazdy poniżej granicy Chandrasekhara wynoszącej 1,39  M to na ogół białe karły, podczas gdy kompaktowe gwiazdy o masie od 1,4  M do 2,16  M Oczekuje się, że to gwiazdy neutronowe, ale istnieje odstęp wynoszący kilka dziesiątych części masy Słońca, w którym masy małomasywnych gwiazd neutronowych i masywnych białych karłów mogą się nakładać. Uważa się, że poza 2,16  M gwiezdny resztka przezwyciężyć silne siły odpychania i ciśnienie neutronów degeneracji tak że grawitacyjne załamanie dochodzi do wytworzenia czarną dziurę, ale najmniejsza obserwowana masa gwiazdowego czarną dziurę około 5  M . Pomiędzy 2,16  M a 5  M zaproponowano hipotetyczne gwiazdy o masach pośrednich, takie jak gwiazdy kwarkowe i gwiazdy elektrosłabe , ale nie wykazano istnienia żadnej.

Temperatura wewnątrz nowo powstałej gwiazdy neutronowej wynosi od około 10 11 do 10 12  kelwinów . Jednak ogromna liczba neutrin Emituje unieść tyle energii, że temperatura izolowanej neutronów gwiazda upada w ciągu kilku lat do około 10 6 kelwinów. W tej niższej temperaturze większość światła generowanego przez gwiazdę neutronową znajduje się w promieniach rentgenowskich.

Niektórzy badacze zaproponowali system klasyfikacji gwiazd neutronowych za pomocą cyfr rzymskich (nie mylić z klasami jasności Yerkesa dla gwiazd niezdegenerowanych) do sortowania gwiazd neutronowych według ich masy i szybkości chłodzenia: typ I dla gwiazd neutronowych o małej masie i szybkości chłodzenia , typ II dla gwiazd neutronowych o większej masie i szybkości stygnięcia oraz proponowany typ III dla gwiazd neutronowych o jeszcze większej masie, zbliżonej do 2  M , o wyższych szybkościach stygnięcia i prawdopodobnie kandydatów na gwiazdy egzotyczne .

Gęstość i ciśnienie

Gwiazdy neutronowe mają ogólną gęstość 3,7 × 10 17 do5,9 x 10 17  kg / m 3 (2,6 × 10 14 do4,1 × 10 14 razy gęstość Słońca), co jest porównywalne z przybliżoną gęstością jądra atomowego o3 × 10 17  kg/m 3 . Gęstość gwiazdy neutronowej waha się od około1 × 10 9  kg/m 3 w skorupie – rosnąca wraz z głębokością – do około6 × 10 17 lub8 × 10 17  kg/m 3 (gęstsze niż jądro atomowe) głębiej w środku. Gwiazda neutronowa jest tak gęsta, że ​​jedna łyżeczka (5 mililitrów ) jej materii miałaby masę ponad5,5 × 10 12  kg , około 900 razy większa od masy Wielkiej Piramidy w Gizie . W ogromnym polu grawitacyjnym gwiazdy neutronowej ta łyżeczka materii ważyłaby 1,1 × 10 25  N , czyli 15 razy więcej niż ważyłby Księżyc , gdyby został umieszczony na powierzchni Ziemi. Cała masa Ziemi przy gęstości gwiazd neutronowych zmieściłaby się w kuli o średnicy 305 m (wielkości Teleskopu Arecibo ). Ciśnienie wzrasta od3,2 × 10 31 do1,6 × 10 34  Pa od wewnętrznej skorupy do środka.

Równanie stanu materii w tak wysokich gęstości nie jest dokładnie znana, ze względu na trudności związane z teoretycznymi ekstrapolację prawdopodobny zachowanie chromodynamice kwantowej , nadprzewodnictwa i nadciekłości materii w takich stanach. Problem pogłębiają empiryczne trudności obserwowania cech każdego obiektu oddalonego o setki parseków lub dalej.

Gwiazda neutronowa ma pewne właściwości jądra atomowego , w tym gęstość (w granicach rzędu wielkości) i składa się z nukleonów . W popularnonaukowym piśmiennictwie gwiazdy neutronowe są zatem czasami określane jako „gigantyczne jądra”. Jednak pod innymi względami gwiazdy neutronowe i jądra atomowe są zupełnie inne. Jądro jest utrzymywane razem przez oddziaływanie silne , podczas gdy gwiazda neutronowa jest utrzymywana razem przez grawitację . Gęstość jądra jest jednorodna, podczas gdy przewiduje się, że gwiazdy neutronowe składają się z wielu warstw o ​​różnym składzie i gęstości.

Pole magnetyczne

Natężenie pola magnetycznego na powierzchni gwiazd neutronowych waha się od ok.  10 4 do 10 11  tesli . Są to rzędy wielkości wyższe niż w jakimkolwiek innym obiekcie: dla porównania, w laboratorium osiągnięto ciągłe pole 16 T, które jest wystarczające do lewitacji żywej żaby dzięki lewitacji diamagnetycznej . Zmienność natężenia pola magnetycznego jest najprawdopodobniej głównym czynnikiem pozwalającym na rozróżnianie różnych typów gwiazd neutronowych na podstawie ich widm i wyjaśnia okresowość pulsarów.

Gwiazdy neutronowe, znane jako magnetarów mają najsilniejsze pole magnetyczne, w zakresie od 10 8 do 10 11  tesla, a stały się powszechnie akceptowaną hipotezą dla typów gwiazd neutronowych powtarzalne źródła miękkich promieni gamma (SGR) i anomalnych pulsary rentgenowskie (AXP). Gęstość energii magnetycznej pola 10 8  T jest ekstremalna, znacznie przekraczając gęstość energii masowej zwykłej materii. Pola o tej sile są w stanie spolaryzować próżnię do tego stopnia, że ​​staje się ona dwójłomna . Fotony mogą łączyć się lub rozdzielać na dwie części i powstają wirtualne pary cząstka-antycząstka. Pole zmienia poziomy energii elektronów, a atomy są wciskane w cienkie cylindry. W przeciwieństwie do zwykłego pulsara, spin-down magnetara może być bezpośrednio zasilany jego polem magnetycznym, a pole magnetyczne jest wystarczająco silne, aby naprężyć skorupę aż do pęknięcia. Pęknięcia skorupy ziemskiej powodują trzęsienia gwiazd , obserwowane jako niezwykle jasne, milisekundowe rozbłyski twardego promieniowania gamma. Kula ognia zostaje uwięziona przez pole magnetyczne i pojawia się i znika z pola widzenia, gdy gwiazda się obraca, co jest obserwowane jako okresowa emisja miękkiego repetytora gamma (SGR) trwająca 5–8 sekund i trwająca kilka minut.

Źródła silnego pola magnetycznego są jeszcze niejasne. Jedna z hipotez mówi o „zamrożeniu strumienia”, czyli zachowaniu oryginalnego strumienia magnetycznego podczas formowania się gwiazdy neutronowej. Jeśli obiekt ma określony strumień magnetyczny na swojej powierzchni i obszar ten kurczy się do mniejszej powierzchni, ale strumień magnetyczny jest zachowany, wówczas pole magnetyczne odpowiednio wzrasta. Podobnie zapadająca się gwiazda zaczyna od znacznie większej powierzchni niż powstała gwiazda neutronowa, a zachowanie strumienia magnetycznego skutkowałoby znacznie silniejszym polem magnetycznym. Jednak to proste wyjaśnienie nie wyjaśnia w pełni natężenia pola magnetycznego gwiazd neutronowych.

Grawitacja i równanie stanu

Grawitacyjne ugięcie światła w gwieździe neutronowej. Ze względu na relatywistyczne ugięcie światła ponad połowa powierzchni jest widoczna (każda plamka siatki reprezentuje 30 na 30 stopni). W jednostkach naturalnych masa tej gwiazdy wynosi 1, a jej promień to 4, czyli dwa razy więcej niż promień Schwarzschilda .

Pole grawitacyjne na powierzchni gwiazdy neutronowej wynosi około 2 × 10 11 razy silniejszy niż na Ziemi , około2,0 × 10 12  m/s 2 . Tak silne pole grawitacyjne działa jak soczewka grawitacyjna i ugina promieniowanie emitowane przez gwiazdę neutronową tak, że widoczne stają się części normalnie niewidocznej tylnej powierzchni. Jeśli promień gwiazdy neutronowej wynosi 3 GM / c 2 lub mniej, fotony mogą zostać uwięzione na orbicie , dzięki czemu cała powierzchnia gwiazdy neutronowej będzie widoczna z jednego punktu widzenia , wraz z destabilizującymi orbitami fotonów na lub poniżej 1 promień odległości gwiazdy.

Ułamek masy gwiazdy, która zapada się, tworząc gwiazdę neutronową, jest uwalniana w wybuchu supernowej, z której powstaje (z prawa równoważności masy i energii, E = mc 2 ). Energia pochodzi z grawitacyjnej energii wiązania gwiazdy neutronowej.

Stąd siła grawitacyjna typowej gwiazdy neutronowej jest ogromna. Gdyby obiekt spadł z wysokości jednego metra na gwiazdę neutronową o promieniu 12 kilometrów, doleciałby do ziemi z prędkością około 1400 kilometrów na sekundę. Jednak nawet przed uderzeniem siła pływowa spowodowałaby spaghetyzację , rozbijając każdy rodzaj zwykłego przedmiotu w strumień materiału.

Z powodu ogromnej grawitacji dylatacja czasu między gwiazdą neutronową a Ziemią jest znacząca. Na przykład na powierzchni gwiazdy neutronowej mogło upłynąć osiem lat, a na Ziemi minęłoby dziesięć lat, nie licząc efektu dylatacji czasu wynikającej z bardzo szybkiej rotacji gwiazdy.

Relatywistyczne równania stanu gwiazdy neutronowej opisują zależność promienia od masy dla różnych modeli. Najbardziej prawdopodobne promienie dla danej masy gwiazdy neutronowej są objęte modelami AP4 (najmniejszy promień) i MS2 (największy promień). BE to stosunek masy energii wiązania grawitacyjnego równoważny masie grawitacyjnej obserwowanej gwiazdy neutronowej „M” kilogramów o promieniu „R” metrów,

      

Podane aktualne wartości

a masy gwiazd "M" powszechnie podawane jako wielokrotności masy jednego Słońca,

wtedy relatywistyczna ułamkowa energia wiązania gwiazdy neutronowej wynosi

Gwiazda neutronowa 2  M nie byłaby bardziej zwarta niż promień 10 970 metrów (model AP4). Jego część masowa grawitacyjna energia wiązania wynosiłaby wtedy 0,187, -18,7% (egzotermiczna). To nie jest blisko 0,6/2 = 0,3, -30%.

Równanie stanu dla gwiazdy neutronowej nie jest jeszcze znana. Zakłada się, że różni się on znacznie od równania białego karła, którego równanie stanu jest równaniem zdegenerowanego gazu, które można opisać w ścisłej zgodności ze szczególną teorią względności . Jednak w przypadku gwiazdy neutronowej nie można dłużej ignorować zwiększonych skutków ogólnej teorii względności. Zaproponowano kilka równań stanu (FPS, UU, APR, L, SLy i inne), a obecne badania wciąż próbują ograniczyć teorie do przewidywania materii gwiazd neutronowych. Oznacza to, że związek między gęstością a masą nie jest w pełni poznany, a to powoduje niepewność szacowania promienia. Na przykład gwiazda neutronowa 1,5  M może mieć promień 10,7, 11,1, 12,1 lub 15,1 km (odpowiednio dla EOS FPS, UU, APR lub L).

Struktura

Przekrój gwiazdy neutronowej. Gęstości to wyrażona jako ρ 0 gęstość nasycenia materii jądrowej, w której nukleony zaczynają się stykać.

Obecna wiedza na temat budowy gwiazd neutronowych jest definiowana przez istniejące modele matematyczne, ale niektóre szczegóły można wywnioskować dzięki badaniom oscylacji gwiazd neutronowych . Astrosejsmologia , badanie stosowane do zwykłych gwiazd, może ujawnić wewnętrzną strukturę gwiazd neutronowych poprzez analizę obserwowanych widm oscylacji gwiazdowych.

Obecne modele wskazują, że materia na powierzchni gwiazdy neutronowej składa się ze zwykłych jąder atomowych rozbitych na stałą sieć z morzem elektronów przepływającym przez szczeliny między nimi. Możliwe, że jądra na powierzchni to żelazo , ze względu na wysoką energię wiązania żelaza na nukleon. Możliwe jest również, że ciężkie pierwiastki, takie jak żelazo, po prostu opadają pod powierzchnię, pozostawiając tylko lekkie jądra, takie jak hel i wodór . Jeżeli temperatura przekracza 10 powierzchni 6 Kelwinach (jak w przypadku młodych pulsara) powierzchnia powinna być ciekła zamiast fazy stałej, które mogą występować w chłodniejszych gwiazdy neutronowej (temperatura <10 6 stopniach Kelvina).

Przypuszcza się, że „atmosfera” gwiazdy neutronowej ma grubość co najwyżej kilku mikrometrów, a jej dynamika jest w pełni kontrolowana przez pole magnetyczne gwiazdy neutronowej. Pod atmosferą natrafiamy na solidną „skorupę”. Skorupa ta jest niezwykle twarda i bardzo gładka (z maksymalnymi nierównościami powierzchni rzędu milimetrów lub mniej), ze względu na ekstremalne pole grawitacyjne.

Idąc do wewnątrz, napotykamy jądra z coraz większą liczbą neutronów; takie jądra rozpadłyby się szybko na Ziemi, ale są utrzymywane na stałym poziomie dzięki ogromnym ciśnieniom. Ponieważ proces ten postępuje na coraz większych głębokościach, kroplówka neutronów staje się przytłaczająca, a koncentracja wolnych neutronów gwałtownie wzrasta. W tym regionie znajdują się jądra, wolne elektrony i wolne neutrony. Jądra stają się coraz mniejsze (grawitacja i ciśnienie przewyższające siłę silną ) aż do osiągnięcia jądra, z definicji punktu, w którym występują głównie neutrony. Oczekiwana hierarchia faz materii jądrowej w skorupie wewnętrznej została scharakteryzowana jako „ makaron jądrowy ”, z mniejszą liczbą pustych przestrzeni i większymi strukturami w kierunku wyższych ciśnień. Skład materii supergęstej w jądrze pozostaje niepewny. Jeden model opisuje jądro jako nadciekłą materię neutronowo-degenerowaną (głównie neutrony, z pewnymi protonami i elektronami). Możliwe są bardziej egzotyczne postacie, włącznie zdegenerowanej obcym masy (zawierającej dziwne kwarkom dodatkowo do góry i do dołu kwarkach ), zawierającej wysokiej energii piony i kaony dodatkowo neutronów i bardzo gęstą twarogu zdegenerowane materii .

Promieniowanie

Komputerowe rendery gwiazdy neutronowej z dyskiem akrecyjnym, z rzutowanymi liniami pola magnetycznego, pokazującymi rozbłyski silnych promieni rentgenowskich i fal radiowych. Symulacje zostały zaczerpnięte z danych z 2017 r. z NASA NuSTAR i Swift oraz obserwatoriów XMM-Newto ESA
Animacja wirującego pulsara. Kula pośrodku reprezentuje gwiazdę neutronową, krzywe wskazują linie pola magnetycznego, a wystające stożki reprezentują strefy emisji.

Pulsary

Gwiazdy neutronowe są wykrywane na podstawie ich promieniowania elektromagnetycznego . Gwiazdy neutronowe są zwykle obserwowane jako pulsujące fale radiowe i inne promieniowanie elektromagnetyczne, a gwiazdy neutronowe obserwowane z pulsami nazywane są pulsarami .

Uważa się, że promieniowanie pulsarów jest spowodowane przyspieszeniem cząstek w pobliżu ich biegunów magnetycznych , które nie muszą być wyrównane z osią obrotu gwiazdy neutronowej. Uważa się, że w pobliżu biegunów magnetycznych powstaje duże pole elektrostatyczne , co prowadzi do emisji elektronów . Elektrony te są magnetycznie przyspieszane wzdłuż linii pola, co prowadzi do promieniowania krzywizny , przy czym promieniowanie jest silnie spolaryzowane w kierunku płaszczyzny krzywizny. Ponadto fotony o wysokiej energii mogą oddziaływać z fotonami o niższej energii i polem magnetycznym w celu produkcji par elektron-pozyton , co poprzez anihilację elektron-pozyton prowadzi do dalszych fotonów o wysokiej energii.

Promieniowanie pochodzące z biegunów magnetycznych gwiazd neutronowych można określić jako promieniowanie magnetosferyczne , w odniesieniu do magnetosfery gwiazdy neutronowej. Nie należy go mylić z promieniowaniem dipola magnetycznego , które jest emitowane, ponieważ magnetyczna nie jest wyrównana z osią obrotu, a częstotliwość promieniowania jest taka sama jak częstotliwość obrotowa gwiazdy neutronowej.

Jeśli oś obrotu gwiazdy neutronowej jest inna niż oś magnetyczna, zewnętrzni obserwatorzy będą widzieć te wiązki promieniowania tylko wtedy, gdy oś magnetyczna jest skierowana w ich stronę podczas obrotu gwiazdy neutronowej. W związku z tym obserwuje się okresowe impulsy z taką samą prędkością, jak rotacja gwiazdy neutronowej.

Niepulsujące gwiazdy neutronowe

Oprócz pulsarów zidentyfikowano również niepulsujące gwiazdy neutronowe, chociaż mogą one charakteryzować się niewielkimi okresowymi zmianami jasności. Wydaje się to być charakterystyczne dla źródeł promieniowania rentgenowskiego znanych jako Central Compact Objects in Supernova remnants (CCO w SNR), które są uważane za młode, izolowane radiowo gwiazdy neutronowe.

Widma

Oprócz emisji radiowych gwiazdy neutronowe zidentyfikowano również w innych częściach widma elektromagnetycznego . Obejmuje to światło widzialne , bliską podczerwień , ultrafiolet , promieniowanie rentgenowskie i promieniowanie gamma . Pulsary obserwowane w promieniach rentgenowskich są znane jako pulsary rentgenowskie, jeśli są zasilane akrecją , podczas gdy te zidentyfikowane w świetle widzialnym znane są jako pulsary optyczne . Większość wykrytych gwiazd neutronowych, w tym zidentyfikowanych w promieniowaniu optycznym, rentgenowskim i gamma, również emituje fale radiowe; Crab Pulsar wytwarza promieniowania elektromagnetycznego w całym spektrum. Istnieją jednak gwiazdy neutronowe zwane cichymi gwiazdami neutronowymi , w których nie wykryto żadnych emisji radiowych.

Obrót

Gwiazdy neutronowe obracają się niezwykle szybko po ich utworzeniu ze względu na zachowanie momentu pędu; w analogii do wirujących łyżwiarzy ciągnących ramiona, powolny obrót pierwotnego jądra gwiazdy przyspiesza w miarę jego kurczenia się. Nowo narodzona gwiazda neutronowa może obracać się wiele razy na sekundę.

Zakręć

P - P -dot schemat znanych pulsarach obrotowej z napędem (czerwony), nieprawidłowych pulsarach rentgenowskich (zielony), pulsarach emisji o wysokiej energii (na niebiesko) i pulsarach binarnych (różowy)

Z biegiem czasu gwiazdy neutronowe zwalniają, ponieważ ich wirujące pola magnetyczne w efekcie promieniują energią związaną z obrotem; Starsze gwiazdy neutronowe mogą zająć kilka sekund na każdy obrót. Nazywa się to spin down . Szybkość, z jaką gwiazda neutronowa spowalnia swój obrót, jest zwykle stała i bardzo mała.

Okres okresowy ( P ) to okres rotacji , czas jednego obrotu gwiazdy neutronowej. Szybkość wirowania w dół, prędkość zwalniania obrotu jest następnie określany symbolem ( P -dot), tym pochodne z P w stosunku do czasu. Definiuje się go jako okresowy wzrost czasu w jednostce czasu; jest to wielkość bezwymiarowa , ale można ją podać w jednostkach s⋅s- 1 (sekundy na sekundę).

Szybkość spin-down ( P -kropka) gwiazd neutronowych zwykle mieści się w zakresie od 10 −22 do 10 −9  s⋅s −1 , przy czym obserwowalne gwiazdy neutronowe o krótszym okresie (lub szybciej obracające się) mają zwykle mniejszą kropkę P . Wraz ze starzeniem się gwiazdy neutronowej jej rotacja zwalnia (w miarę wzrostu P ); w końcu tempo rotacji stanie się zbyt wolne, aby zasilać mechanizm emisji radiowej, a gwiazda neutronowa nie będzie już wykrywana.

P i P -dot pozwalają oszacować minimalne pola magnetyczne gwiazd neutronowych. P i P -kropka mogą być również użyte do obliczenia charakterystycznego wieku pulsara, ale dają oszacowanie, które jest nieco większe niż prawdziwy wiek, gdy stosuje się go do młodych pulsarów.

P i P -kropkę można również połączyć z momentem bezwładności gwiazdy neutronowej w celu oszacowania wielkości zwanej jasnością spin-down , której nadano symbol ( E -kropka). To nie zmierzona jasność, ale raczej obliczona stopa utraty energii rotacyjnej objawiłaby się jako promieniowanie. W przypadku gwiazd neutronowych, których jasność spin-down jest porównywalna do rzeczywistej jasności , mówi się, że gwiazdy neutronowe są „ zasilane rotacją ”. Obserwowana jasność pulsara Kraba jest porównywalna do jasności spin-down, co potwierdza model, że rotacyjna energia kinetyczna zasila pochodzące z niej promieniowanie. W przypadku gwiazd neutronowych, takich jak magnetary , gdzie rzeczywista jasność przekracza stokrotnie jasność spin-down, zakłada się, że jasność jest napędzana przez rozpraszanie magnetyczne, a nie przez obracanie.

P i P -dot można również wykreślić dla gwiazd neutronowych, aby stworzyć diagram P - P -dot. Koduje ogromną ilość informacji o populacji pulsarów i jej właściwościach, a pod względem znaczenia dla gwiazd neutronowych jest porównywany do diagramu Hertzsprunga-Russella .

Zakręcić

Prędkości obrotowe gwiazdy neutronowej mogą wzrosnąć w procesie znanym jako spin up . Czasami gwiazdy neutronowe absorbują krążącą wokół materię z gwiazd towarzyszących, zwiększając szybkość rotacji i przekształcając gwiazdę neutronową w spłaszczoną sferoidę . Powoduje to wzrost szybkości rotacji gwiazdy neutronowej ponad sto razy na sekundę w przypadku pulsarów milisekundowych .

Najszybciej rotująca obecnie znana gwiazda neutronowa, PSR J1748-2446ad , obraca się z prędkością 716 obrotów na sekundę. Artykuł z 2007 r. doniósł o wykryciu oscylacji rozbłysku rentgenowskiego, który zapewnia pośredni pomiar spinu 1122  Hz z gwiazdy neutronowej XTE J1739-285 , co sugeruje 1122 obroty na sekundę. Jednak obecnie sygnał ten był widziany tylko raz i powinien być traktowany jako niepewny, dopóki nie zostanie potwierdzony w kolejnym rozbłysku z tej gwiazdy.

Usterki i gwiezdne trzęsienia

NASA koncepcja artysty z „ trzęsienia ” lub „gwiezdny quake”.

Czasami gwiazda neutronowa ulega glitchowi , nagłemu, niewielkiemu zwiększeniu prędkości obrotowej lub rozkręceniu. Uważa się, że zakłócenia są efektem trzęsienia gwiazd — gdy rotacja gwiazdy neutronowej zwalnia, jej kształt staje się bardziej kulisty. Ze względu na sztywność skorupy „neutronowej”, dzieje się to jako dyskretne zdarzenia, gdy skorupa pęka, tworząc trzęsienie gwiazd podobne do trzęsień ziemi. Po trzęsieniu gwiazd gwiazda będzie miała mniejszy promień równikowy, a ponieważ moment pędu jest zachowany, jej prędkość obrotowa wzrosła.

Gwiezdne trzęsienia występujące w magnetarach i wynikające z nich zakłócenia są wiodącą hipotezą dotyczącą źródeł promieniowania gamma znanych jako miękkie repetycje gamma .

Ostatnie prace sugerują jednak, że trzęsienie gwiazd nie wyzwoliłoby wystarczającej ilości energii na usterkę gwiazdy neutronowej; sugerowano, że zakłócenia mogą być spowodowane przez przejścia wirów w teoretycznym nadciekłym jądrze gwiazdy neutronowej z jednego metastabilnego stanu energetycznego do niższego, uwalniając w ten sposób energię, która pojawia się jako wzrost szybkości rotacji.

„Antyzakłócenia”

Odnotowano również "anty-glitch", nagły, niewielki spadek prędkości obrotowej lub spin w dół gwiazdy neutronowej. Okazało się , że w magnetarze 1E 2259+586 w jednym przypadku nastąpił 20-krotny wzrost jasności promieniowania rentgenowskiego oraz znacząca zmiana szybkości spin-down. Obecne modele gwiazd neutronowych nie przewidują takiego zachowania. Jeśli przyczyna była wewnętrzna, sugeruje to zróżnicowaną rotację stałej skorupy zewnętrznej i nadciekłego składnika wewnętrznej struktury magnetara.

Ludność i odległości

Centralna gwiazda neutronowa w sercu Mgławicy Krab .

Obecnie w Drodze Mlecznej i Obłokach Magellana znajduje się około 2000 znanych gwiazd neutronowych , z których większość została wykryta jako pulsary radiowe . Gwiazdy neutronowe są w większości skoncentrowane wzdłuż dysku Drogi Mlecznej, chociaż rozproszenie prostopadłe do dysku jest duże, ponieważ proces wybuchu supernowej może nadać nowo powstałej gwieździe neutronowej wysokie prędkości translacyjne (400 km/s).

Niektóre z najbliższych znanych gwiazd neutronowych to RX J1856.5-3754 , która znajduje się około 400 lat świetlnych od Ziemi, oraz PSR J0108-1431 około 424 lata świetlne. RX J1856.5-3754 należy do bliskiej grupy gwiazd neutronowych zwanej Siedmioma Wspaniałymi . Inna pobliska gwiazda neutronowa, która została wykryta przechodząca przez tło konstelacji Niedźwiedzicy Mniejszej, została nazwana Calvera przez kanadyjskich i amerykańskich odkrywców, na cześć złoczyńcy z filmu Siódemka wspaniałych z 1960 roku . Ten szybko poruszający się obiekt został odkryty za pomocą katalogu ROSAT/Bright Source Catalog .

Gwiazdy neutronowe są wykrywalne tylko za pomocą nowoczesnej technologii na najwcześniejszych etapach ich życia (prawie zawsze mniej niż 1 milion lat) i znacznie przewyższają je liczebnie starsze gwiazdy neutronowe, które byłyby wykrywalne tylko poprzez promieniowanie ciała czarnego i efekty grawitacyjne na inne gwiazdy.

Binarne systemy gwiazd neutronowych

Circinus X-1 : Promieniowanie rentgenowskie pierścieni świetlnych z podwójnej gwiazdy neutronowej (24 czerwca 2015; Obserwatorium Rentgenowskie Chandra )

Około 5% wszystkich znanych gwiazd neutronowych należy do układu podwójnego . Powstawanie i ewolucja podwójnych gwiazd neutronowych może być złożonym procesem. Gwiazdy neutronowe zaobserwowano w układach podwójnych ze zwykłymi gwiazdami ciągu głównego , czerwonymi olbrzymami , białymi karłami lub innymi gwiazdami neutronowymi. Zgodnie ze współczesnymi teoriami ewolucji układów podwójnych oczekuje się, że gwiazdy neutronowe istnieją również w układach podwójnych z towarzyszącymi im czarnymi dziurami. Połączenie układów podwójnych zawierających dwie gwiazdy neutronowe lub gwiazdę neutronową i czarną dziurę zaobserwowano poprzez emisję fal grawitacyjnych .

Pliki binarne rentgenowskie

Układy binarne zawierające gwiazdy neutronowe często emitują promieniowanie rentgenowskie, które jest emitowane przez gorący gaz spadający na powierzchnię gwiazdy neutronowej. Źródłem gazu jest gwiazda towarzysząca, której zewnętrzne warstwy mogą zostać oderwane przez siłę grawitacji gwiazdy neutronowej, jeśli obie gwiazdy są wystarczająco blisko siebie. Gdy gwiazda neutronowa akreuje ten gaz, jej masa może wzrosnąć; jeśli dojdzie do akrecji wystarczającej masy, gwiazda neutronowa może zapaść się w czarną dziurę.

Fuzje i nukleosynteza gwiazd neutronowych

Obserwuje się, że odległość między dwiema gwiazdami neutronowymi w ciasnym układzie podwójnym zmniejsza się w miarę emisji fal grawitacyjnych . Ostatecznie gwiazdy neutronowe zetkną się i połączą. Koalescencja podwójnych gwiazd neutronowych jest jednym z wiodących modeli powstawania krótkich rozbłysków gamma . Mocne dowody dla tego modelu pochodziły z obserwacji kilonowej związanej z krótkotrwałym rozbłyskiem gamma GRB 130603B, a ostatecznie potwierdzone przez wykrycie fali grawitacyjnej GW170817 i krótkiej GRB 170817A przez LIGO , Virgo i 70 obserwatoriów obejmujących widmo elektromagnetyczne obserwując wydarzenie. Uważa się, że światło emitowane w kilonowej pochodzi z radioaktywnego rozpadu materii wyrzuconej w wyniku połączenia dwóch gwiazd neutronowych. Ten materiał może być odpowiedzialny za produkcję wielu pierwiastków chemicznych poza żelazem , w przeciwieństwie do teorii nukleosyntezy supernowej .

Planety

Artystyczna koncepcja planety pulsarowej z jasnymi zorzami.

Gwiazdy neutronowe mogą gościć egzoplanety . Mogą być oryginalne, okołobinarne , przechwycone lub będące wynikiem drugiej rundy formowania się planet. Pulsary mogą również oderwać atmosferę od gwiazdy, pozostawiając pozostałość o masie planety, którą w zależności od interpretacji można rozumieć jako planetę chtoniczną lub obiekt gwiezdny. W przypadku pulsarów takie planety pulsarowe można wykryć za pomocą metody pomiaru czasu pulsarów , która pozwala na wysoką precyzję i wykrywanie znacznie mniejszych planet niż innymi metodami. Dwa systemy zostały ostatecznie potwierdzone. Pierwszymi wykrytymi egzoplanetami były trzy planety Draugr, Poltergeist i Phobetor wokół PSR B1257+12 , odkryte w latach 1992-1994. Spośród nich Draugr jest najmniejszą egzoplanetą, jaką kiedykolwiek wykryto, o masie dwukrotnie większej niż Księżyc. Innym układem jest PSR B1620−26 , gdzie planeta okołodwójkowa krąży wokół układu podwójnego gwiazda neutronowa-biały karzeł. Jest też kilku niepotwierdzonych kandydatów. Planety pulsarowe otrzymują niewiele światła widzialnego, ale ogromne ilości promieniowania jonizującego i wiatru gwiazdowego o wysokiej energii, co czyni je raczej nieprzyjaznym środowiskiem.

Historia odkryć

Pierwsza bezpośrednia obserwacja gwiazdy neutronowej w świetle widzialnym. Gwiazdą neutronową jest RX J1856.5-3754 .

Na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Fizycznego w grudniu 1933 (sprawozdania opublikowano w styczniu 1934) Walter Baade i Fritz Zwicky zaproponowali istnienie gwiazd neutronowych, niecałe dwa lata po odkryciu neutronu przez Jamesa Chadwicka . Poszukując wyjaśnienia pochodzenia supernowej , wstępnie zaproponowali, że w wybuchach supernowych zwykłe gwiazdy zamieniają się w gwiazdy składające się z niezwykle gęsto upakowanych neutronów, które nazwali gwiazdami neutronowymi. Baade i Zwicky słusznie zaproponowali wówczas, że uwolnienie grawitacyjnej energii wiązania gwiazd neutronowych zasila supernową: „W procesie supernowej masa w masie jest anihilowana”. Uważano, że gwiazdy neutronowe są zbyt słabe, aby można je było wykryć, i niewiele nad nimi pracowano aż do listopada 1967 roku, kiedy Franco Pacini wskazał, że jeśli gwiazdy neutronowe wirują i mają duże pola magnetyczne, emitowane są fale elektromagnetyczne. Bez jego wiedzy radioastronom Antony Hewish i jego asystentka badawcza Jocelyn Bell w Cambridge mieli wkrótce wykryć impulsy radiowe z gwiazd, które obecnie uważa się za silnie namagnesowane, szybko wirujące gwiazdy neutronowe, znane jako pulsary.

W 1965 Antony Hewish i Samuel Okoye odkryli „niezwykłe źródło wysokiej temperatury promieniowania radiowego w Mgławicy Krab ”. Tym źródłem okazał się Pulsar Kraba, który powstał w wyniku wielkiej supernowej z 1054 roku .

W 1967 Iosif Shklovsky zbadał obserwacje rentgenowskie i optyczne Scorpiusa X-1 i prawidłowo stwierdził, że promieniowanie pochodzi z gwiazdy neutronowej na etapie akrecji .

W 1967 Jocelyn Bell Burnell i Antony Hewish odkryli regularne impulsy radiowe z PSR B1919+21 . Pulsar ten został później zinterpretowany jako izolowana, obracająca się gwiazda neutronowa. Źródłem energii pulsara jest energia rotacyjna gwiazdy neutronowej. Większość znanych gwiazd neutronowych (około 2000, począwszy od 2010 roku) została odkryta jako pulsary emitujące regularne impulsy radiowe.

W 1968 r. Richard VE Lovelace i jego współpracownicy odkryli ms pulsara w Krabie za pomocą Obserwatorium Arecibo . Po tym odkryciu naukowcy doszli do wniosku, że pulsary są wirującymi gwiazdami neutronowymi . Wcześniej wielu naukowców uważało, że pulsary to pulsujące białe karły .

W 1971 Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier i H. Tananbaum odkryli pulsacje 4,8 sekundy w źródle promieniowania rentgenowskiego w konstelacji Centaurus , Cen X-3 . Zinterpretowali to jako wynik obracającej się gorącej gwiazdy neutronowej. Źródłem energii jest grawitacja i wynika z deszczu gazu padającego na powierzchnię gwiazdy neutronowej z towarzyszącej gwiazdy lub ośrodka międzygwiazdowego .

W 1974 roku Antony Hewish otrzymał Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki „za decydującą rolę w odkryciu pulsarów” bez Jocelyn Bell, która uczestniczyła w odkryciu.

W 1974 roku Joseph Taylor i Russell Hulse odkryli pierwszy pulsar podwójny, PSR B1913+16 , który składa się z dwóch gwiazd neutronowych (jedna widziana jako pulsar) krążących wokół swojego środka masy. Albert Einstein jest ogólna teoria względności przewiduje, że masywne obiekty w krótkich orbitach binarnych powinien emitować fale grawitacyjne , a tym samym, że ich orbity powinny zanikać wraz z upływem czasu. Rzeczywiście zostało to zaobserwowane, dokładnie jak przewiduje ogólna teoria względności, iw 1993 roku Taylor i Hulse otrzymali za to odkrycie Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki .

W 1982 r. Don Backer i współpracownicy odkryli pierwszy pulsar milisekundowy , PSR B1937+21 . Ten obiekt obraca się 642 razy na sekundę, wartość, która nakłada fundamentalne ograniczenia na masę i promień gwiazd neutronowych. Później odkryto wiele pulsarów milisekundowych, ale PSR B1937+21 pozostał najszybciej wirującym znanym pulsarem przez 24 lata, aż do odkrycia PSR J1748-2446ad (który wiruje ponad 700 razy na sekundę).

W 2003 roku Marta Burgay i jej współpracownicy odkryli pierwszy układ podwójnych gwiazd neutronowych, w którym oba składniki są wykrywalne jako pulsary, PSR J0737-3039 . Odkrycie tego systemu umożliwia w sumie 5 różnych testów ogólnej teorii względności, niektóre z niespotykaną dotąd precyzją.

W 2010 roku, Paul Demorest i współpracownicy mierzono masę Pulsar Milisekundowy PSR J1614-2230 się 1,97 ± 0,04  M używając Shapiro opóźnienia . Była to znacznie wyższa niż jakakolwiek wcześniej zmierzona masa gwiazdy neutronowej (1,67  M , patrz PSR J1903+0327 ) i nakłada silne ograniczenia na skład wewnętrzny gwiazd neutronowych.

W 2013 r. John Antoniadis i współpracownicy zmierzyli masę PSR J0348+0432 na 2,01±0,04  M za pomocą spektroskopii białego karła . To potwierdziło istnienie tak masywnych gwiazd przy użyciu innej metody. Co więcej, po raz pierwszy umożliwiło to przeprowadzenie testu ogólnej teorii względności przy użyciu tak masywnej gwiazdy neutronowej.

W sierpniu 2017 r. LIGO i Virgo dokonały pierwszego wykrycia fal grawitacyjnych wytwarzanych przez zderzające się gwiazdy neutronowe.

W październiku 2018 roku astronomowie poinformowali, że GRB 150101B , rozbłysk gamma wykryty w 2015 roku, może być bezpośrednio powiązany z historycznym GW170817 i związany z połączeniem dwóch gwiazd neutronowych. Podobieństwa między tymi dwoma zdarzeniami, pod względem emisji promieniowania gamma , optycznego i rentgenowskiego , a także charakteru powiązanych galaktyk macierzystych , są „uderzające”, co sugeruje, że dwa oddzielne zdarzenia mogą być wynikiem połączenia gwiazd neutronowych, a obie mogą być kilonową , która według naukowców może być bardziej powszechna we wszechświecie, niż wcześniej sądzono .

W lipcu 2019 roku astronomowie poinformowali, że nowa metoda wyznaczania stałej Hubble'a i rozwiązywania rozbieżności między wcześniejszymi metodami została zaproponowana na podstawie fuzji par gwiazd neutronowych, po wykryciu fuzji gwiazd neutronowych w GW170817 . Ich pomiarem stałej Hubble'a jest70,3+5,3
−5,0
(km/s)/Mpc.

Badanie przeprowadzone w 2020 r. przez doktoranta Fabiana Gittinsa z University of Southampton sugeruje, że nierówności powierzchni („góry”) mogą być tylko ułamkami milimetra wysokości (około 0,000003% średnicy gwiazdy neutronowej), setki razy mniejsze niż wcześniej przewidywano. implikacje dla niewykrywania fal grawitacyjnych z wirujących gwiazd neutronowych.

Tabela podtypów

Różne typy gwiazd neutronowych (24 czerwca 2020)
  • Gwiazda neutronowa
    • Izolowana gwiazda neutronowa (INS): nie w układzie podwójnym.
      • Pulsar napędzany rotacją (RPP lub „pulsar radiowy”): gwiazdy neutronowe, które w regularnych odstępach czasu emitują skierowane do nas impulsy promieniowania (ze względu na silne pola magnetyczne).
        • Rotating radio transient (RRAT): uważa się, że są to pulsary, które emitują sporadycznie i/lub z większą zmiennością impulsów niż większość znanych pulsarów.
      • Magnetar : gwiazda neutronowa z niezwykle silnym polem magnetycznym (1000 razy silniejszym niż zwykła gwiazda neutronowa) i długimi okresami rotacji (od 5 do 12 sekund).
      • Ciche radiowo gwiazdy neutronowe .
        • Rentgenowskie słabe pojedyncze gwiazdy neutronowe.
        • Centralne zwarte obiekty w pozostałościach po supernowych (CCO w SNR): młode, ciche, niepulsujące źródła promieniowania rentgenowskiego, uważane za izolowane gwiazdy neutronowe otoczone pozostałościami po supernowych.
    • Pulsary rentgenowskie lub „pulsary napędzane akrecją”: klasa rentgenowskich układów binarnych . małomasywnych podwójnych promieni rentgenowskich (LMXB), pulsar z gwiazdą ciągu głównego, białym karłem lub czerwonym olbrzymem.
      • Pulsar milisekundowy (MSP) („pulsar z recyklingu”).
        • „Spider Pulsar”, pulsar, którego towarzyszem jest gwiazda na wpół zdegenerowana.
          • Pulsar „Czarna Wdowa”, pulsar, który wchodzi w skład „Pulsaru Pająka”, jeśli towarzysz ma ekstremalnie niską masę (mniej niż 0,1 masy Słońca).
          • Pulsar "Redback" jest, jeśli towarzysz jest bardziej masywny.
        • Pulsar submilisekundowy.
      • Burster rentgenowski : gwiazda neutronowa z towarzyszem podwójnym o małej masie, z którego akreowana jest materia, co powoduje nieregularne wybuchy energii z powierzchni gwiazdy neutronowej.
    • Rentgenowskie podwójne pulsary o średniej masie : klasa podwójnych rentgenowskich pulsarów o średniej masie (IMXB), pulsar z gwiazdą o średniej masie.
    • Wysokomasywne podwójne pulsary rentgenowskie: klasa wysokomasywnych podwójnych pulsarów rentgenowskich (HMXB), pulsar z masywną gwiazdą.
    • Pulsary binarne : pulsar z towarzyszem binarnym , często białym karłem lub gwiazdą neutronową.
    • Rentgenowski trzeciorzędowy (teoretyczny).
  • Teoretyzowane gwiazdy kompaktowe o podobnych właściwościach.
    • Gwiazda protoneutronowa (PNS), teoria.
    • Egzotyczna gwiazda
      • Obiekt Thorne-Żytkow : obecnie hipotetyczne połączenie gwiazdy neutronowej z czerwonym olbrzymem.
      • Gwiazda kwarkowa : obecnie hipotetyczny typ gwiazdy neutronowej złożonej z materii kwarkowej , czyli materii dziwnej . Od 2018 roku jest trzech kandydatów.
      • Gwiazda elektrosłaba : obecnie hipotetyczny typ niezwykle ciężkiej gwiazdy neutronowej, w której kwarki są przekształcane w leptony za pomocą siły elektrosłabej, ale kolapsowi grawitacyjnemu gwiazdy neutronowej zapobiega ciśnienie promieniowania. Od 2018 roku nie ma dowodów na ich istnienie.
      • Gwiazda preonowa : obecnie hipotetyczny typ gwiazdy neutronowej złożonej z materii preonowej . Od 2018 roku nie ma dowodów na istnienie preonów .
  • Przykłady gwiazd neutronowych

    Wizja artysty przedstawiająca dysk wokół gwiazdy neutronowej RX J0806.4-4123.

    Galeria

    Wideo – animacja

    Zobacz też

    Uwagi

    Bibliografia

    Źródła

    Linki zewnętrzne