Неутронска ѕвезда

Неутронска ѕвезда ― пропаднато јадро на масивна ѕвезда суперџин. Тоа е резултат на експлозијата на супернова на масивна ѕвезда - комбинирана со гравитациски колапс - која го притиска јадрото покрај густината на белите џуџести ѕвезди до онаа на атомските јадра. Освен црните дупки, неутронските ѕвезди се најмалата и најгустата позната класа на ѕвездени тела.^[1] Тие имаат полупречник од редот на 10 км и маса од околу 1.4 M_☉.^[2] Ѕвездите кои пропаѓаат во неутронски ѕвезди имаат вкупна маса помеѓу 10 и 25 сончеви маси (M_☉), или можеби повеќе за оние кои се особено богати со елементи потешки од водородот и хелиумот.^[3]

За други значења на поимот, погл. Неутронска ѕвезда.

Средишна неутронска ѕвезда во срцето на Раковидната Маглина.

Зрачењето од брзо вртечкиот пулсар PSR B1509-58 прави блискиот гас да емитува рендгенски зраци (златна боја) и го осветлува остатокот од маглината, овде гледано во инфрацрвено (сино и црвено).

Откако ќе настанат, неутронските ѕвезди веќе активно не создаваат топлина и се ладат со текот на времето, но тие сè уште може да еволуираат понатаму преку судири или насобирање. Повеќето од основните модели за овие тела наведуваат дека тие се составени речиси целосно од неутрони, бидејќи крајниот притисок предизвикува електроните и протоните присутни во нормалната материја да се комбинираат во дополнителни неутрони. Овие ѕвезди се делумно поддржани против понатамошна пропаст со притисок на неутронско изродување, исто како што белите џуџиња се поддржани против пропаст со изроден притисок на електрони. Сепак, ова само по себе не е доволно за да биде одржано тело над 0.7 M_☉.^[4][5] и одбивните јадрени сили сè повеќе придонесуваат за поддршка на помасивни неутронски ѕвезди.^[6][7] Ако преостанатата ѕвезда има маса што ја надминува Толман-Опенхајмер-Волкофовата граница, која се движи од 2.2–2.9 M_☉, комбинацијата на притисокот на изродување и јадрените сили е недоволна за да ја поддржи неутронската ѕвезда, предизвикувајќи таа да пропадне и да создаде црна дупка. Најмасивната неутронска ѕвезда откриена досега, PSR J0952-0607, е проценувана на 2,35 ± 0,17.^[8]

Новонастанатите неутронски ѕвезди може да имаат површински температури од десет милиони келвини или повеќе. Меѓутоа, бидејќи неутронските ѕвезди не создаваат нова топлина преку соединување, тие незапирливо се ладат по нивното настанување. Последователно, една дадена неутронска ѕвезда достигнува површинска температура од еден милион келвини кога е стара помеѓу илјада и еден милион години.^[9] Сè уште е лесно да бидат откриени постарите и уште поладни неутронски ѕвезди. На пример, добро проучуваната неутронска ѕвезда, RX J1856.5−3754, има просечна температура на површината од околу 434.000 келвини.^[10] За споредба, Сонцето има делотворна температура на површината од 5.780 келвини.^[11]

Материјалот од неутронска ѕвезда е неверојатно густ: една кутија за чкорчиња со нормална големина што содржи материјал од неутронска ѕвезда би имала тежина од приближно 3 милијарди тони, иста тежина како парче од Земјата од 0,5 кубни километри (коцка со рабови од околу 800 метри) од земјината површина.^[12][13]

Како што ѕвезденото јадро се распаѓа, нејзината вртежна стапка се зголемува поради зачувувањето на аголниот моментум, така што новонастанатите неутронски ѕвезди обично се вртат до неколку стотици пати во секунда. Некои неутронски ѕвезди испуштаат зраци на електромагнетно зрачење што ги прави забележливи како пулсари, а откривањето на пулсарите од страна на Џослин Бел Бурнел и Ентони Хјуиш во 1967 година, бил првиот набљудувачки предлог дека постојат неутронски ѕвезди. Позната најбрзо вртежната неутронска ѕвезда е PSR J1748-2446ad, која врти со брзина од 716 пати во секунда.^[14][15] или 43.000 вртежи во минута, давајќи линеарна (тангенцијална) брзина на површината од редот од 0,24c (т.е. скоро четвртина од брзината на светлината).

Сметано е дека има околу една милијарда неутронски ѕвезди во Млечниот Пат,^[16] и најмалку неколку стотици милиони, бројка добиена со проценка на бројот на ѕвезди кои претрпеле експлозии на супернова.^[17] Сепак, многу од нив постојат долго време и значително се оладиле. Овие ѕвезди зрачат многу малку електромагнетно зрачење; повеќето неутронски ѕвезди кои биле откриени се појавуваат само во одредени ситуации во кои тие навистина зрачат, како на пример ако се пулсар или дел од двоен систем. Неутронските ѕвезди кои бавно се вртат и не се насобирачки, тешко се откривани, поради отсуството на електромагнетно зрачење; сепак, од откривањето на RX J1856.5−3754 од страна на Вселенскиот телескоп „Хабл“ во 1990-тите, откриени биле неколку блиски неутронски ѕвезди кои се чини дека емитуваат само топлинско зрачење.

Неутронските ѕвезди во двојните системи можат да подлежат на насобирање, во тој случај тие испуштаат големи количини на рендгенски зраци. За време на оваа постапка, материјата се депонира на површината на ѕвездите, образувајќи „жаришта“ кои спорадично може да бидат идентификувани како рендгенски пулсар. Дополнително, таквите насобирања се способни да ги „рециклираат“ старите пулсари, предизвикувајќи тие да добијат маса и да се вртат исклучително брзо, правејќи милисекундни пулсари. Понатаму, двојни системи како овие продолжуваат да се развиваат, при што многу придружници на крајот стануваат збиени тела како што се бели џуџиња или самите неутронски ѕвезди, иако другите можности вклучуваат целосно уништување на придружникот преку аблација или судир.

Проучувањето на системите на неутронски ѕвезди е главно во астрономијата на гравитациските бранови. Спојувањето на двојните неутронски ѕвезди произведува гравитациски бранови и може да биде поврзано со килонови и гама-изблици. Во 2017 година, посетите на Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница, и интерферометарот „Вирго“, го забележале GW170817, првото директно откривање на гравитациски бранови од таков настан.^[18] Пред ова, индиректните докази за гравитацските бранови биле заклучени со проучување на гравитацијата зрачена од орбиталното распаѓање на различен тип (неспоен) двоен неутронски систем, Халс-Тејлоровиот Пулсар.

Настанување

Поедноставен приказ на настанување на неутронски ѕвезди.

Секоја ѕвезда од главната низа со почетна маса поголема од 8 M_☉ (осум пати поголема од масата на Сонцето) има потенцијал да стане неутронска ѕвезда. Како што ѕвездата еволуира подалеку од главната низа, ѕвездената нуклеосинтеза создава јадро богато со железо. Кога целото јадрено гориво во јадрото е исцрпено, јадрото мора да биде поддржано само со притисок на изродување. Понатамошните наслаги на маса од согорувањето на надворешните слоеви предизвикуваат јадрото да ја надмине Чандрасекаровата граница. Притисокот на електронско изродување е надминат, а јадрото дополнително се распаѓа, предизвикувајќи температурите да се покачат до над 5 (5 милијарди келвини). На овие температури се јавува фотодезинтеграција (разградување на железните јадра во алфа честички поради високоенергетските гама-зраци). Како што температурата на јадрото продолжува да расте, електроните и протоните се комбинираат за да образуваат неутрони преку фаќање електрони, ослободувајќи мноштво неутрина. Кога густините ќе достигнат јадрена густина од 4, комбинација на одбивност на силно заемодејство и притисок на изродување на неутрони, ја запира контракцијата.^[19] Надворешната обвивка на ѕвездата е запрена и брзо е фрлана нанадвор од тек на неутрина произведени при создавањето на неутроните, што резултира со супернова и оставајќи зад себе неутронска ѕвезда. Меѓутоа, ако остатокот има маса поголема од околу 3 M_☉, наместо тоа, таа станува црна дупка.^[20]

Бидејќи јадрото на масивната ѕвезда е притиснато за време на супернова од типот II или супернова од типот Ib или тип Ic, и пропаѓа во неутронска ѕвезда, таа го задржува најголемиот дел од својот аголен импулс. Бидејќи има само мал дел од полупречникот на својот родител (нагло го намалува моментот на инерција), неутронската ѕвезда настанува со многу голема брзина на вртење, а потоа, во текот на многу долг период, таа се забавува. Познати се неутронските ѕвезди кои имаат периоди на вртење од околу 1,4 мс до 30 с. Густината на неутронската ѕвезда и дава многу висока површинска гравитација, со вообичаени вредности кои се движат од 1012 до 1013 м/с² (повеќе од 1011 пати повеќе од Земјата).^[21] Една мерка за таквата огромна гравитација е фактот дека неутронските ѕвезди имаат брзина на бегство од над половина од брзината на светлината.^[22] Гравитацијата на неутронската ѕвезда го забрзува паѓањето на материјата до огромна брзина, а плимните сили во близина на површината можат да предизвикаат шпагетификација.^[22]

Својства

 

Состојбена равенка

Состојбената равенка на неутронските ѕвезди моментално не е позната. Тоа е затоа што неутронските ѕвезди се второто најгусто познато тело во универзумот, само помалку густи од црните дупки. Крајната густина значи дека не постои начин да биде ископиран материјалот на Земјата во лаборатории, на кој начин се испитувани равенките на состојбата за други работи како идеални гасови. Најблиската неутронска ѕвезда е оддалечена многу парсеци, што значи дека не постои изводлив начин директно да биде проучувана. Иако е познато дека неутронските ѕвезди треба да бидат слични на изроден гас, тие не може да бидат моделирани строго како еден (како што се белите џуџиња) поради крајната гравитација. Општата релативност мора да биде земена во предвид за равенката на состојбата на неутронската ѕвезда бидејќи Њутновата гравитација повеќе не е доволна во тие услови. Мора да бидат земени во предвид и ефектите како што се квантната хромодинамика (КХД), суперспроводливоста и суперфлуидноста.

При извонредно високата густина на неутронските ѕвезди, обичната материја е притисната до јадрена густина. Поточно, материјата се движи од јадра вградени во мноштво од електрони со мала густина во надворешната кора, до структури кои се повеќе богати со неутрони во внатрешната кора, до еднооблична материја која е крајно богата со неутрони во надворешното јадро и можеби егзотични состојби на материја со висока густина во внатрешното јадро.^[23]

Разбирањето на природата на материјата присутна во различните слоеви на неутронските ѕвезди и фазните премини што се случуваат на границите на слоевите е главен нерешен проблем во фундаменталната физика. Равенката на состојбата на неутронската ѕвезда шифрира информации за структурата на неутронската ѕвезда и на тој начин ни кажува како материјата се однесува при крајните густини што се наоѓаат во неутронските ѕвезди. Ограничувањата на равенката на состојбата на неутронската ѕвезда потоа би обезбедиле ограничувања за тоа како функционира силната сила на стандардниот модел, што би имало длабоки импликации за јадрената и атомската физика. Ова ги прави неутронските ѕвезди природни лаборатории за истражување на фундаменталната физика.

На пример, егзотичните состојби кои можат да бидат најдени во јадрата на неутронските ѕвезди се типови на квантнохромодинамична материја. При крајни густини во средиштата на неутронските ѕвезди, неутроните се нарушуваат и создаваат мноштво од кваркови. Равенката на состојбата на оваа материја е регулирана со законите на квантната хромодинамика и бидејќи квантнохромодинамична материја не може да биде направена во ниту една лабораторија на Земјата, повеќето од сегашните сознанија за тоа се само теоретски.

Различните равенки на состојбата доведуваат до различни вредности на видливите величини. Додека равенката на состојбата директно ги поврзува густината и притисокот, таа исто така води до пресметување на набљудувачи како брзината на звукот, масата, полупречникот и Лавовите броеви. Бидејќи равенката на состојбата е непозната, има многу предложени, како што се FPS, UU, APR, L и SLy, и тоа е активна област на истражување. Различни фактори може да бидат земени во предвид при творењето на равенката на состојбата, како што се фазните премини.

Друг аспект на равенката на состојбата е дали станува збор за мека или крута состојбена равенка. Ова се однесува на тоа колкав притисок има при одредена енергетска густина и често одговара на фазните преоди. Кога материјалот ќе помине низ фазен премин, притисокот ќе има тежнеење да се зголемува додека не се префрли во поудобна состојба на материјата. Мека состојбена равенка би имала нежно растечки притисок наспроти густината на енергијата, додека крутата би имала поостар пораст на притисокот. Кај неутронските ѕвезди, јадрените физичари сè уште испитуваат дали равенката на состојбата треба да биде тврда или мека, а понекогаш се менува во рамките на поединечните равенки на состојбата во зависност од фазните премини во моделот. Ова се нарекува состојбена равенка на вкочанетост или омекнување, во зависност од претходното однесување. Бидејќи не е познато од што се направени неутронските ѕвезди, постои простор за различни фази на материјата да се истражат во рамките на равенката на состојбата.

Густина и притисок

Неутронските ѕвезди имаат вкупна густина од 3,7 до 5,9⋅10¹⁷ кг/м3 (2,6⋅10¹⁴ до 4,1⋅10¹⁴ пати поголема од густината на Сонцето),^{[lower-alpha 1]} што е споредливо со приближната густина на атомско јадро од 3⋅10¹⁷ кг/м3.^[24] Густината се зголемува со длабочината, варирајќи од околу 1⋅10⁹ кг/м3 на кората до проценети 6⋅10¹⁷ или 8⋅10¹⁷ кг/м3 подлабоко внатре.^[25] Притисокот соодветно се зголемува, од околу 3,2⋅10³¹ Pa на внатрешната кора до 1,6⋅10³⁴ Pa во средиштето.^[26]

Неутронската ѕвезда е толку густа што една кафеава лажичка (5 милилитри) од нејзиниот материјал би имала маса над 5,5⋅10¹² кг, околу 900 пати поголема од масата на Големата пирамида во Гиза.^{[lower-alpha 2]} Целата маса на Земјата со густина на неутронска ѕвезда би се вклопила во сфера 30 км во пречник, приближно колку Аресипскиот телескоп.

Во општонародните научни списи, неутронските ѕвезди понекогаш се опишувани како макроскопски атомски јадра. Навистина, и двете состојби се составени од нуклеони и имаат слична густина до редот на големина. Меѓутоа, во други аспекти, неутронските ѕвезди и атомските јадра се сосема различни. Јадрото се држи заедно со силното заемодејствоа, додека неутронската ѕвезда се држи заедно со гравитацијата. Густината на јадрото е еднооблична, додека неутронските ѕвезди и е предвидувано дека се состојат од повеќе слоеви со различен состав и густина.^[27]

Тековни ограничувања

Бидејќи состојбените равенки за неутронските ѕвезди доведуваат до различни набљудувани, како што се различни односи на маса-полупречник, постојат многу астрономски ограничувања за равенките на состојбата. Овие главно доаѓаат од Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница,^[28] која е набљудувачница за гравитациски бранови, и Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда,^[29] кој е телескоп со рендгенски зраци.

Набљудувањата на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда на пулсарите во двојни системи, од кои може да биде проценета масата и полупречникот на пулсарите, може да ја ограничат равенката на состојбата на неутронската ѕвезда. Мерењето од 2021 година на пулсарот PSR J0740+6620 било во можност да го ограничи полупречникот на неутронска ѕвезда од 1,4 сончева маса на 12,33+0,76
−0,8 км со 95% доверба.^[30] Овие ограничувања на радиусот на масата, во комбинација со пресметките на хиралната делотворна теорија на поле, ги заоструваат ограничувањата на равенката на состојбата на неутронската ѕвезда.^[23]

Равенката на ограничувањата на состојбата од забележувањето на гравитациските бранови на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда започнува со истражувачи од јадрена и атомска физика, кои работат на предлагање теоретски равенки на состојбата (како FPS, UU, APR, L, SLy и други). Предложените равенки на состојбата потоа може да бидат пренесени на истражувачите од астрофизиката кои спроведуваат симулации на спојувања на двојни неутронски ѕвезди. Од овие симулации, истражувачите можат да извлечат гравитациони бранови облици, проучувајќи ја врската помеѓу равенката на состојбата и гравитациските бранови емитирани од спојувањата на двојни неутронски ѕвезди. Користејќи ги овие односи, може да биде ограничена равенката на состојбата на неутронската ѕвезда кога се набљудувани гравитационите бранови од спојувањата на двојните неутронски ѕвезди. Минатите бројчани симулации на релативноста на спојувањата на двојни неутронски ѕвезди пронајдоа врски помеѓу равенката на состојбата и врвовите зависни од честотата на сигналот на гравитацискиот бран што може да биде применет за откривањето од страна на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда.^[31] На пример, забележувањето од страна на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда, на спојувањето на двојните неутронски ѕвезди GW170817 обезбеди ограничувања на плимната разобличеност на двете неутронски ѕвезди што драматично го намалило семејството на дозволени равенки на состојбата.^[32] Идните сигнали за гравитациски бранови со забележувачи од следната генерација како Космичкиот истражувач може да наметнат дополнителни ограничувања.^[33]

Кога јадрените физичари се обидуваат да ја разберат веројатноста за нивната состојбена равенка, добро е да се споредат со овие ограничувања за да биде видено дали предвидува неутронски ѕвезди со овие маси и полупречници.^[34] Исто така, има неодамнешна работа за ограничување на равенката на состојбата со брзината на звукот преку хидродинамиката.^[35]

Толман-Опенхајмер-Волкофова равенка

Толман-Опенхајмер-Волкофовата равенка (ТОВ) може да биде користена за да биде опишана неутронска ѕвезда. Равенката е решение на Ајнштајновите равенки од општата релативност за сферично симетрична, временски непроменлива метрика. Со дадена состојбена равенка, решавањето на равенката води до набљудувачи како што се масата и полупречникот. Постојат многу шифри кои бројчано ја решаваат ТОВ равенката за дадена состојбена равенка за да биде најден односот маса-полупречник и други набљудувани за таа состојбена равенка.

Следниве диференцијални равенки може да бидат решени бројчано за да бидат пронајдени набљудувачите на неутронската ѕвезда:^[36]

${\displaystyle {\frac {dp}{dr}}=-{\frac {G\epsilon (r)M(r)}{c^{2}r^{2}}}[1+{\frac {p(r)}{\epsilon (r)}}][1+{\frac {4\pi r^{3}p(r)}{M(r)c^{2}}}][1-{\frac {2GM(r)}{c^{2}r}}]}$

${\displaystyle {\frac {dM}{dr}}={\frac {4\pi r^{2}\epsilon (r)}{c^{2}}}}$

${\displaystyle G}$ е гравитационата константа, ${\displaystyle p(r)}$ е притисокот, ${\displaystyle \epsilon (r)}$ е енергетската густина (која се наоѓа од равенката на состојбата), и ${\displaystyle c}$ е брзината на светлината.

Релација маса-полупречник

Користејќи ги ТОВ равенките и состојбената равенка, може да биде најдена крива на маса-полупречник. Идејата е дека за точната состојбена равенка, секоја неутронска ѕвезда што евентуално би можела да постои би лежи по таа крива. Ова е еден од начините на кои равенките на состојбата може да се ограничат со астрономски набљудувања. За да бидат создадени овие криви, мора да бидат решени ТОВ равенките за различни средишни густини. За секоја средишна густина, бројчано треба да бидат решавани равенките на масата и притисокот додека притисокот не стане нула, што е надворешната страна на ѕвездата. Секое решение дава соодветна маса и полупречник за таа средишна густина.

Кривите на маса-полупречник одредуваат колкава е максималната маса за дадена состојбена равенка. Низ поголемиот дел од кривата маса-полупречник, секој полупречник одговара на единствена вредност на масата. Во одреден момент, кривата ќе достигне максимум и ќе почне да се враќа надолу, што ќе доведе до повторени вредности на масата за различни полупречници. Оваа максимална точка е она што е познато како максимална маса. Надвор од таа маса, ѕвездата повеќе нема да биде стабилна, т.е. повеќе нема да може да се држи наспроти силата на гравитацијата и би се срушила во црна дупка. Бидејќи секоја состојбена равенка води до различна крива на маса-полупречник, тие исто така водат до единствена максимална вредност на масата. Максималната вредност на масата е непозната се додека равенката на состојбата останува непозната.

Ова е многу важно кога станува збор за ограничување на равенката на состојбата. Опенхајмер и Волкоф дошле до Толман-Опенхајмер-Волкофовата граница користејќи состојбена равенка на изроден гас со ТОВ равенките која била ~0,7 сончева маса. Бидејќи неутронските ѕвезди што се забележани се помасивни од тоа, таа максимална маса била отфрлена. Најновата масивна неутронска ѕвезда што била забележана, билаPSR J0952-0607 која имала сончева маса 2,35 ± 0,17. Секоја состојбена равенка со маса помала од таа не би ја предвидела таа ѕвезда и затоа е многу помала веројатноста да биде точна.

Интересен феномен во оваа област на астрофизиката што се однесува на максималната маса на неутронските ѕвезди е она што е нарекуван „јаз на маса“. Јазот на масата се однесува на опсег на маси од приближно 2-5 сончеви маси каде што биле забележани многу малку збиени тела. Овој опсег се заснова на сегашната претпоставена максимална маса на неутронски ѕвезди (~2 сончеви маси) и минималната маса на црната дупка (~5 сончеви маси).^[37] Неодамна, откриени се некои тела кои спаѓаат во тој јаз на маса од забележувањата на гравитациските бранови. Ако е знаена вистинската максимална маса на неутронските ѕвезди, тоа би помогнало да бидат карактеризирани збиените тела во тој опсег на маса или како неутронски ѕвезди или како црни дупки.

Односи „момент на инерција-Лавов број-квадруполски момент

Има уште три својства на неутронските ѕвезди кои се зависни од состојбената равенка, но можат и астрономски да бидат набљудувани: моментот на инерција, квадруполскиот момент и Лавовиот број. Моментот на инерција на неутронска ѕвезда опишува колку брзо ѕвездата може да се врти со фиксен импулс на центрифугирање. Четириполскиот момент на неутронската ѕвезда одредува колку таа ѕвезда е разобличена од нејзиниот сферичен облик. Лавовиот број на неутронската ѕвезда претставува колку е лесно или тешко да биде разобличена ѕвездата поради плимните сили, вообичаено важни во двојните системи.

Додека овие својства зависат од материјалот на ѕвездата, а со тоа и од равенката на состојбата, постои врска помеѓу овие три величини која е независна од равенката на состојбата. Оваа врска претпоставува бавно и рамномерно вртежни ѕвезди и користи општата релативност за да ја изведе врската. Иако оваа врска не би можела да додаде ограничувања на равенката на состојбата, бидејќи е независна од равенката на состојбата, таа има и други примени. Ако една од овие три величини може да биде измерена за одредена неутронска ѕвезда, оваа врска може да биде искористена за да бидат најдени другите две. Дополнително, оваа врска може да биде користена за разбивање на изродувањата во забележувањето со забележувачи на гравитациски бранови на квадруполскиот момент и вртење, овозможувајќи просечното вртење да биде одредено во рамките на одредено ниво на доверба.^[38]

Температура

Температурата во новонастанатата неутронска ѕвезда е од околу 1011 до 1012 келвини.^[25] Сепак, огромниот број неутрина што ги емитира носи толку многу енергија што температурата на изолираната неутронска ѕвезда паѓа за неколку години на околу 10 келвини.^[25] На оваа пониска температура, поголемиот дел од светлината создадена од неутронската ѕвезда е во рендгенските зраци.

Некои истражувачи предложиле систем за класификација на неутронски ѕвезди со помош на римски бројки (да не бидат мешани со Јеркисовите класи на сјајност за неизродени ѕвезди) за подредување на неутронските ѕвезди според нивната маса и стапката на ладење: тип I за неутронски ѕвезди со мала маса и стапка на ладење, тип II за неутронски ѕвезди со поголема маса и стапки на ладење и предложен тип III за неутронски ѕвезди со уште поголема маса, што се приближува до 2 M_☉, и со повисоки стапки на ладење и можно, кандидати за егзотични ѕвезди.^[39]

Магнетно поле

Јачината на магнетното поле на површината на неутронските ѕвезди се движи од ок. 10⁴ до 1011 тесли (Т).^[40] Ова се поредоци на величина повисоки од кое било друго тело: за споредба, продолжено поле од 16 Т било постигнато во лабораторија и е доволно за левитира жива жаба поради дијамагнетна левитација. Варијациите во јачината на магнетното поле се најверојатно главниот фактор што овозможува различни типови на неутронски ѕвезди да се разликуваат според нивните спектри и ја објаснува периодичноста на пулсарите.^[40]

Неутронските ѕвезди познати како магнетари имаат најсилни магнетни полиња, во опсег од 108 до 1011 T,^[41] и станале широко прифатена хипотеза за типовите на неутронски ѕвезди: меки гама повторувачи (МГП-и)^[42] и аномални пулсари со рендгенски зраци (АПРЗ).^[43] Густината на магнетната енергија на 10 Т полето е крајна, во голема мера ја надминува густината на масата на енергијата на обичната материја. Полињата со оваа јачина се способни да го поларизираат вакуумот до тој степен што вакуумот станува дволомен. Фотоните можат да се спојат или да се поделат на два дела и се создаваат виртуелни парови честички-античестички. Полето ги менува нивоата на енергија на електроните и атомите се принудени во тенки цилиндри. За разлика од обичниот пулсар, магнетарното вртење надолу може директно да се напојува од неговото магнетно поле, а магнетното поле е доволно силно да ја напрега кората до точка на фрактура. Фрактурите на кората предизвикуваат ѕвездени земјотреси, забележани како крајно прозрачни милисекунди пукања на тврди гама зраци. Огнената топка е заробена од магнетното поле и доаѓа и излегува од видното поле кога ѕвездата се врти, што се забележува како периодична емисија на мек гама повторувач (МГП) со период од 5-8 секунди и која трае неколку минути.^[44]

Потеклото на силното магнетно поле сè уште е нејасно.^[40] Една хипотеза е онаа за „замрзнување на тек“, или зачувување на првобитниот магнетен тек за време на настанувањето на неутронската ѕвезда.^[40] Ако телото има одреден магнетен тек над неговата површина, и таа област биде намалена на помала површина, но магнетниот тек е зачуван, тогаш магнетното поле соодветно ќе се зголеми. Слично на тоа, ѕвездата што се распаѓа започнува со многу поголема површина од добиената неутронска ѕвезда, а зачувувањето на магнетниот тек би резултирало со многу посилно магнетно поле. Сепак, ова едноставно објаснување не ја објаснува целосно јачината на магнетното поле на неутронските ѕвезди.^[40]

Гравитација

Девијација на гравитациската светлина кај неутронска ѕвезда. Поради релативистичкото отклонување на светлината над половина од површината е видлива (секое делче од мрежа претставува 30 на 30 степени).^[45] Во природни единици, масата на оваа ѕвезда е 1, а нејзиниот полупречник е 4, или двапати од Шварцшилдовиот полупречник.^[45]

Гравитациското поле на површината на неутронската ѕвезда е околу 2 пати посилно отколку на Земјата, на околу 2⋅10¹¹.^[46] Таквото силно гравитациско поле делува како гравитациска леќа и го свиткува зрачењето што го емитува неутронската ѕвезда така што делови од нормално невидливата задна површина стануваат видливи.^[45] Ако полупречникот на неутронската ѕвезда е 3GM/c² или помалку, тогаш фотоните може да бидат заробени во орбитата, со што целата површина на таа неутронска ѕвезда ќе биде видлива од една гледна точка, заедно со дестабилизирачките фотонски орбити на или под полупречник од 1 растојание на ѕвездата.

Дел од масата на ѕвезда што се распаѓа и настанува неутронска ѕвезда, се ослободува во експлозијата на суперновата од која настанува (од законот за еднаквост маса-енергија, E = mc²). Енергијата доаѓа од гравитациската сврзувачка енергија на неутронска ѕвезда.

Оттука, гравитациската сила на вообичаена неутронска ѕвезда е огромна. Ако некое тело падне од висина од еден метар на неутронска ѕвезда со полупречник од 12 километри, тој би стигнал до земјата со околу 1.400 километри во секунда.^[47] Сепак, дури и пред ударот, плимната сила би предизвикала шпагетификација, кршејќи секаков вид обично тело во протокот од материјал.

Поради огромната гравитација, временското издолжување помеѓу неутронската ѕвезда и Земјата е значајно. На пример, осум години би можеле да поминат на површината на неутронска ѕвезда, а сепак би поминале десет години на Земјата, не вклучувајќи го ефектот на временско проширување на многу брзото вртење на ѕвездата.^[48]

Релативистичките равенки на состојбата на неутронската ѕвезда ја опишуваат врската на полупречникот наспроти масата за различни модели.^[49] Најверојатните полупречници за дадена маса на неутронска ѕвезда се заградени со моделите AP4 (најмал полупречник) и MS2 (најголем полупречник). E_B е односот на енергетската маса на гравитациското врзување еднакво на набљудуваната гравитациска маса на неутронската ѕвезда од M килограми со полупречнички R метри,^[50] $${\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}}$$$${\displaystyle \beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}}$$ Со оглед на тековните вредности

• ${\displaystyle G=6.67408\times 10^{-11}\,{\text{m}}^{3}{\text{kg}}^{-1}{\text{s}}^{-2}}$^[51]
• ${\displaystyle c=2.99792458\times 10^{8}\,{\text{m}}/{\text{s}}}$^[51]
• ${\displaystyle M_{\odot }=1.98855\times 10^{30}\,{\text{kg}}}$

и ѕвездените маси „М“ вообичаено се пријавуваат како множители на една сончева маса, $${\displaystyle M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}}$$ тогаш релативистичката делбена енергија на врзување на неутронска ѕвезда е $${\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {886.0\,M_{x}}{R_{\left[{\text{in meters}}\right]}-738.3\,M_{x}}}}$$

Неутронска ѕвезда од 2 M_☉ не би била збиена повеќе од 10.970 метри во полупречник (модел АП4). Нејзината масовна гравитациска врзувачка енергија тогаш би била 0,187, -18,7% (егзотермична). Ова не е близу 0,6/2 = 0,3, -30%.

Структура

Пресек на неутронска ѕвезда. Густините се во однос на ρ₀ заситената густина на јадрена материја, каде што нуклеоните почнуваат да се допираат.

Сегашното разбирање на структурата на неутронските ѕвезди е дефинирано со постојните математички модели, но можеби е можно да бидат заклучени некои подробности преку проучување на колебањето на неутронските ѕвезди. Астеросеизмологијата, студија применета на обичните ѕвезди, може да ја открие внатрешната структура на неутронските ѕвезди со анализа на набљудуваните спектри на ѕвездените колебања.^[21]

Сегашните модели покажуваат дека материјата на површината на неутронската ѕвезда е составена од обични атомски јадра смачкани во цврста решетка со море од електрони кои течат низ празнините меѓу нив. Можно е јадрата на површината да се од железо, поради високата енергија на врзување на железото по нуклеон.^[52] Исто така, можно е тешките елементи, како што е железото, едноставно да потонат под површината, оставајќи само лесни јадра како хелиум и водород.^[52] Ако температурата на површината надмине 10 келвини (како во случајот со млад пулсар), површината треба да биде течна наместо цврстата фаза што може да постои во поладните неутронски ѕвезди (температура < 10⁶ келвини).^[52]

„Атмосферата“ на неутронската ѕвезда е претпоставувана дека е дебела најмногу неколку микрометри, а нејзината динамика е целосно контролирана од магнетното поле на неутронската ѕвезда. Под атмосферата им цврста „кора“. Оваа кора е исклучително тврда и многу мазна (со максимални површински неправилности од редот на милиметри или помалку), поради крајното гравитациско поле.^[53][54]

Продолжувајќи навнатре, има јадра со постојано зголемување на бројот на неутрони; таквите јадра брзо би се распаѓале на Земјата, но се одржуваат стабилни со огромни притисоци. Како што оваа постапка продолжува на зголемени длабочини, капнувањето на неутроните станува огромно, а концентрацијата на слободните неутрони брзо се зголемува.

По експлозија на супернова на суперџинска ѕвезда, од остатоците се раѓаат неутронски ѕвезди. Неутронската ѕвезда е составена претежно од неутрони (неутрални честички) и содржи мал дел од протони (позитивно наелектризирани честички) и електрони (негативно наелектризирани честички), како и јадра. Во крајната густина на неутронската ѕвезда, многу неутрони се слободни неутрони, што значи дека не се врзани во атомските јадра и слободно се движат во густата материја на ѕвездата, особено во најгустите области на ѕвездата - внатрешната кора и јадрото. Во текот на животот на ѕвездата, како што се зголемува нејзината густина, се зголемува и енергијата на електроните, што создава повеќе неутрони.^[55]

Кај неутронските ѕвезди, неутронското капнување е преодната точка каде јадрата стануваат толку богати со неутрони што повеќе не можат да задржат дополнителни неутрони, што доведува до образување на мноштво од слободни неутрони. Мноштвото од неутрони настанато по капнувањето на неутроните обезбедува дополнителна поддршка за притисок, што помага да биде одржан структурниот интегритет на ѕвездата и да биде спречен гравитациската пропаст. Неутронското капнување се одвива во внатрешната кора на неутронската ѕвезда и започнува кога густината станува толку висока што јадрата повеќе не можат да задржат дополнителни неутрони.^[56]

На почетокот на неутронското капнување, притисокот во ѕвездата од неутроните, електроните и вкупниот притисок е приближно еднаков. Како што се зголемува густината на неутронската ѕвезда, јадрата се распаѓаат, а неутронскиот притисок на ѕвездата станува доминантен. Кога густината ќе достигне точка каде што јадрата се допираат и последователно се спојуваат, тие образуваат течност од неутрони со посипување електрони и протони. Овој преод го означува неутронското капнување, каде што навладејувајчкиот притисок во неутронската ѕвезда се префрла од изродени електрони на неутрони.

При многу висока густина, неутронскиот притисок станува главен притисок што ја држи ѕвездата, при што неутроните се нерелативистички (се движат побавно од брзината на светлината) и крајно притиснати. Меѓутоа, при крајни високи густини, неутроните почнуваат да се движат со релативистички брзини (блиску до брзината на светлината). Овие големи брзини значително го зголемуваат целокупниот притисок на ѕвездата, менувајќи ја рамнотежната состојба на ѕвездата и потенцијално доведувајќи до образување на егзотични состојби на материјата.

Во тој регион има јадра, слободни електрони и слободни неутрони. Јадрата стануваат сè помали (гравитацијата и притисокот го надминуваат силното заемодејство) додека не се достигне јадрото, по дефиниција точката каде што претежно постојат неутрони. Очекуваната хиерархија на фази на јадрената материја во внатрешната кора се одликува како „јадрени тестенини“, со помалку празнини и поголеми структури кон повисоки притисоци.^[57] Составот на супергустата материја во јадрото останува неизвесен. Еден модел го опишува јадрото како суперфлуидна материја изродена од неутрони (најчесто неутрони, со некои протони и електрони). Можни се повеќе егзотични облици на материја, вклучително и изродена чудна материја (содржи чудни кваркови покрај горните и долни кваркови), материја која содржи високоенергетски пиони и каони покрај неутроните,^[21] или крајногуста материја од изроден кварк.

Зрачење

Анимација на вртежен пулсар. Сферата во средината ја претставува неутронската ѕвезда, кривите ги означуваат линиите на магнетното поле, а испакнатите конуси ги претставуваат емисионите зони.

Пулсари

Главна статија: Пулсар

Неутронските ѕвезди се забележувани од нивното електромагнетно зрачење. Неутронските ѕвезди обично се набљудувани на импулсни радио бранови и други електромагнетни зрачења, а неутронските ѕвезди забележани со импулси се нарекувани пулсари.

Сметано е дека зрачењето на пулсарите е предизвикано од забрзување на честичките во близина на нивните магнетни полови, кои не мора да бидат порамнети со вртежната оска на неутронската ѕвезда. Сметано е дека едно големо електрично поле се создава во близина на магнетните полови, што доведува до емисија на електрони.^[58] Овие електрони се магнетно забрзани по линиите на полето, што доведува до закривено зрачење, при што зрачењето е силно поларизирано кон рамнината на закривеноста.^[58] Дополнително, фотоните со висока енергија можат да општат со фотоните со пониска енергија и со магнетното поле за производство на парот електрон и позитрон, што преку уништување електрон-позитрон води до дополнителни фотони со висока енергија.^[58]

Зрачењето кое произлегува од магнетните полови на неутронските ѕвезди може да биде опише како магнетосферско зрачење, во однос на магнетосферата на неутронската ѕвезда.^[59] Не треба да биде мешано со магнетното двополно зрачење, кое е емитувано бидејќи магнетната оска не е усогласена со вртежната оска, со честота на зрачење иста како честотата на вртење на неутронската ѕвезда.^[58]

Ако оската на вртење на неутронската ѕвезда е различна од магнетната оска, надворешните гледачи ќе ги видат само овие зраци на зрачење секогаш кога магнетната оска ќе биде насочена кон нив за време на вртењето на неутронската ѕвезда. Затоа, се забележувани периодични импулси, со иста брзина како и вртењето на неутронската ѕвезда.

Во мај 2022 година, астрономите пријавиле неутронска ѕвезда PSR J0901-4046 со крајно долг период на радио емитување, со својства на вртење различни од познатите неутронски ѕвезди.^[60] Не е јасно како е создавана неговата радио емисија и го предизвикува сегашното разбирање за тоа како еволуираат пулсарите.^[61]

Непулсирачки неутронски ѕвезди

Покрај пулсарите, идентификувани се и непулсирачки неутронски ѕвезди, иако тие може да имаат мали периодични варијации во сјајноста.^[62][63] Се чини дека ова е особина на изворите на рендгенски зраци познати како Средишни збиени тела во остатоците од супернова (СЗТ-а во ОСН-и), за кои е сметано дека се млади, радиотивки изолирани неутронски ѕвезди.^[62]

Спектри

Покрај радиоемисиите, неутронските ѕвезди биле идентификувани и во други делови од електромагнетниот спектар. Ова вклучува видлива светлина, блиску инфрацрвени, ултравиолетови, рендгенски зраци и гама-зраци.^[59] Пулсарите забележани во рендгенските зраци се познати како пулсари на рендгенски зраци ако се напојуваат со насобирање, додека оние идентификувани во видлива светлина се познати како оптички пулсари. Поголемиот дел од откриените неутронски ѕвезди, вклучувајќи ги и оние идентификувани во оптички, рендгенски и гама зраци, исто така емитуваат радио бранови;^[64] Раковидниот Пулсар произведува електромагнетни емисии низ целиот спектар.^[64] Сепак, постојат неутронски ѕвезди наречени радиотивки неутронски ѕвезди, без откриени радио емисии.^[65]

Вртење

Неутронските ѕвезди вртата исклучително брзо по нивното настанување поради зачувувањето на аголниот импулс; во аналогија на скијачи на мраз кои се повлекуваат со рацете, бавното вртење на првобитното јадро на ѕвездата се забрзува додека се собира. Новородената неутронска ѕвезда може да се врти многу пати во секунда.

Намалувано вртење

P–P -точкест дијаграм за познати пулсари придвижувани преку вртење (црвено), аномални рендгенски пулсари (зелено), пулсари со висока енергетска емисија (сино) и двојни пулсари (розово).

Со текот на времето, неутронските ѕвезди забавуваат, бидејќи нивните вртежни магнетни полиња всушност зрачат со енергија поврзана со вртењето; На постарите неутронски ѕвезди им требаат неколку секунди за секоја револуција. Ова е нарекувано „намалувано вртење“. Брзината со која неутронската ѕвезда го забавува своето вртење е обично постојана и многу мала.

Периодичното време (P) е вртежен период, време за едно вртење на неутронска ѕвезда. Стапката на вртење надолу, брзината на забавување на вртењето, потоа го добива симболот ${\displaystyle {\dot {P}}}$ ( P -точка), изводот на P во однос на времето. Дефинирано е како периодично зголемување на времето по единица време; тоа е бездимензионална величина, но може да бидат дадени единиците s⋅s⁻¹ (секунди по секунда).^[58]

Стапката на намаленото вртење ( P-точка) на неутронските ѕвезди обично паѓа во опсегот од 10⁻²² до 10-9 s⋅s⁻¹, со пократкопериодичните (или побрзо вртежни) набљудувани неутронски ѕвезди обично имаат помала P-точка. Како што старее неутронската ѕвезда, нејзиното вртење се забавува (како што се зголемува P ); на крајот, брзината на вртење ќе стане премногу бавна за да го напојува механизмот за радиоемисија, а неутронската ѕвезда повеќе нема да може да биде откриена.^[58]

P и P-точките дозволуваат да бидат проценети минималните магнетни полиња на неутронските ѕвезди.^[58] P и P-точките може да бидат користени и за пресметување на „карактеристичната старост“ на пулсарот, но дава проценка што е нешто поголема од вистинската возраст кога е применувано кон млади пулсари.^[58]

P и P-точката, исто така, може да бидат комбинирани со моментот на инерција на неутронската ѕвезда за да биде проценета количината наречена сјајност на намалено вртење, на која е даден симболот ${\displaystyle {\dot {E}}}$ (Е-точка). Не е измерената сјајност, туку пресметаната стапка на загуба на вртежна енергија што би се манифестирала како зрачење. За неутронските ѕвезди каде сјајноста на намалено вртење е споредлива со вистинската сјајност, велено е дека неутронските ѕвезди се „придвижувани од вртење“.^[58][59] Набљудуваната сјајност на Раковидниот Пулсар е споредлива со сјајноста на намаленото вртење, поддржувајќи го моделот дека вртежната кинетичка енергија го напојува зрачењето од него.^[58] Кај неутронските ѕвезди како што се магнетарите, каде што вистинската сјајност ја надминува сјајноста на намалено вртење за околу сто фактор, претпоставувано е дека сјајноста е напојувана со магнетна дисипација, наместо да биде напојувано со вртење.^[66]

P и P-точките, исто така, може да бидат нацртани со цел неутронските ѕвезди да створат P-P -точкест дијаграм. Кодира огромна количина на информации за пулсарското население и нејзините својства, и е споредуван со Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм во неговата важност за неутронските ѕвезди.^[58]

Зголемувано вртење

Сметачка симулација која прикажува неутронска ѕвезда со насобирачки диск, која исфрла рендгенски зраци низ магнетната оска.

Брзината на вртење на неутронската ѕвезда може да биде зголемена, постапка позната како зголемувано вртење. Понекогаш неутронските ѕвезди ја примаат орбиталната материја од придружните ѕвезди, зголемувајќи ја стапката на вртењеи преобликувајќи ја неутронската ѕвезда во обвиен сфероид. Ова предизвикува зголемување на брзината на вртење на неутронската ѕвезда од над сто пати во секунда во случај на милисекундни пулсари.

Најбрзо вртежната неутронска ѕвезда во моментов позната, PSR J1748-2446ad, се врти со 716 вртежи во секунда.^[67] Еден труд од 2007 година објавил откривање на колебање на избувнување на рендгенски зраци, што обезбедува индиректна мерка на центрифугирање, од 1122 Hz од неутронската ѕвезда XTE J1739-285,^[68] што наведува 1122 вртења во секунда. Меѓутоа, во моментов, овој сигнал бил виден само еднаш, и треба да биде сметан како неодлучен додека не биде потврдено во друг изблик од таа ѕвезда.

Дефекти и ѕвездени земјотреси

Концепција на уметник на НАСА за „ѕвезден земјотрес“.

Понекогаш неутронската ѕвезда ќе претрпи дефект, едно ненадејно мало зголемување на нејзината вртежна брзина или зголемувано вртење.^[69] Сметано дека дефектите се ефект на ѕвезден земјотрес — како што се забавува вртењето на неутронската ѕвезда, нејзиниот облик станува сферичен. Поради крутоста на „неутронската“ кора, ова се случува како дискретни настани кога кората ќе пукне, создавајќи ѕвезден земјотрес сличен на земјотресите. По ѕвездениот земјотрес, ѕвездата ќе има помал екваторски полупречник, а бидејќи аголниот моментум е зачуван, нејзината вртежна брзина се зголемила.

Ѕвездени земјотреси што се случуваат во магнетари, со резултат на дефект, е водечка хипотеза за изворите на гама-зраци познати како меки гама повторувачи.^[42] и аномални пулсари со рендгенски зраци (АПРЗ).^[43]

Меѓутоа, неодамнешната работа сугерира дека ѕвездениот земјотрес нема да ослободи доволно енергија за дефект на неутронската ѕвезда; Предложено е дека грешките може наместо тоа да бидат предизвикани од премини на вители во теоретското суперфлуидно јадро на неутронската ѕвезда од една метастабилна енергетска состојба во пониска, со што се ослободува енергија што се појавува како зголемување на стапката на вртење.^[69][70]

Контрадефекти

Пријавен е и контра дефект, ненадејно мало намалување на вртежната брзина или намалувано вртење на една неутронска ѕвезда.^[71] Тоа било случено во магнетарот 1E 2259+586, што во еден случај предизвикало зголемување на сјајноста на рендгенските зраци за фактор 20 и значителна промена на брзината на центрифугирање надолу. Сегашните модели на неутронски ѕвезди не го предвидуваат ова однесување. Ако причината била внатрешна, ова укажува на диференцијално вртење на цврстата надворешна кора и суперфлуидниот составен дел на внатрешната структура на магнетарот.^[69][71]

Население и растојанија

Во моментов, постојат околу 3.200 познати неутронски ѕвезди во Млечниот Пат и Магелановите облаци, од кои повеќето се откриени како радио пулсари. Неутронските ѕвезди се претежно концентрирани по должината на дискот на Млечниот Пат, иако ширењето нормално на дискот е големо бидејќи постапката на експлозија на супернова може да даде високи брзини на превод (400 км/с) до новонастанатата неутронска ѕвезда.

Некои од најблиските познати неутронски ѕвезди се RX J1856.5−3754, која е оддалечена околу 400 светлосни години од Земјата и PSR J0108−1431 околу 424 светлосни години.^[72] RX J1856.5-3754 е член на блиската група неутронски ѕвезди наречена Величествените седум. Друга блиска неутронска ѕвезда која била откриена како поминува низ заднината на соѕвездието Мала Мечка, нејзините откривачи од Канада и Соединетите Држави го добија прекарот Калвера, по негативецот во филмот „Величествените седуммина“ од 1960 година. Ова тело што брзо се движи е откриен со помош на Каталогот за светли извори на Рендгенскиот сателит.

Неутронските ѕвезди се откривани само со современа технологија во најраните фази од нивниот живот (речиси секогаш помалку од 1 милион години) и се многу побројни од постарите неутронски ѕвезди кои би можеле да бидат забележани само преку нивното зрачење на црното тело и гравитационите ефекти врз другите ѕвезди.

Системи на двојни неутронски ѕвезди

Околу 5% од сите познати неутронски ѕвезди се членови на двоен систем. Настанувањето и еволуцијата на двојните неутронски ѕвезди^[73] и двојните неутронски ѕвезди^[74] може да биде сложена постапка. Неутронските ѕвезди се забележани во двојни броеви со обични ѕвезди од главната низа, црвени џинови, бели џуџиња или други неутронски ѕвезди. Според современите теории за двојна еволуција, е очекувано дека неутронските ѕвезди постојат и во двојни системи со придружници на црните дупки. Спојувањето на двојните ѕвезди што содржат две неутронски ѕвезди, или неутронска ѕвезда и црна дупка, е забележано преку емисија на гравитациски бранови.^[75][76]

Рендгенски двојни ѕвезди

Главна статија: Рендгенска двојна ѕвезда

Двојните системи кои содржат неутронски ѕвезди често испуштаат рендгенски зраци, кои се емитувани од врел гас додека паѓа кон површината на неутронската ѕвезда. Изворот на гасот е придружната ѕвезда, чии надворешни слоеви може да бидат отстранети од гравитациската сила на неутронската ѕвезда ако двете ѕвезди се доволно блиску. Како што неутронската ѕвезда го насобира овој гас, нејзината маса може да биде зголемена; ако е насобирана доволно маса, неутронската ѕвезда може да пропадне во црна дупка.^[77]

Спојувања на двојни ѕвезди и нуклеосинтеза на неутронски ѕвезди

Главна статија: Спојување на двојни ѕвезди

</img>

</img>

</img>

</img>

Четири снимки од сметачка симулација на спојување на неутронска ѕвезда. Во насока на стрелките на часовникот, од горе лево:

1. Двете неутронски ѕвезди остваруваат првичен допир
2. Огромните плимни сили почнуваат да ги нарушуваат надворешните слоеви на неутронските ѕвезди
3. Неутронските ѕвезди се целосно плимно нарушени
4. Настанува црна дупка, опкружена со насобирачки диск

Забележано е дека растојанието помеѓу две неутронски ѕвезди во близок двоен систем се намалува како што се емитувани гравитациски бранови.^[78] На крајот, неутронските ѕвезди ќе дојдат во допир и ќе се спојат. Спојувањето на двојните неутронски ѕвезди е еден од водечките модели за потеклото на кратки изблици на гама-зраци. Силен доказ за овој модел дојде од набљудувањето на килонова поврзана со краткотрајниот излив на гама-зраци GRB 130603B,^[79] и конечно било потврден со забележување на гравитацискиот бран GW170817 и краткиот GRB 170817A од страна на Ласерскиот интерферометар при гравитационо-бранова набљудувачница, интерферометарот Девица и 70 набљудувачници покривајќи го електромагнетниот спектар набљудувајќи го настанот.^{[80][81][82][83]} Верувано е дека светлината емитирана во килоновата доаѓа од радиоактивното распаѓање на материјалот исфрлен при спојувањето на двете неутронски ѕвезди. Спојувањето моментално создава средина со таков краен неутронски тек што може да се случи r-постапката ; ова - за разлика од нуклеосинтезата на супернова - може да биде одговорно за производство на околу половина од изотопи во хемиските елементи надвор од железото.^[84]

Планети

Главни статии: Пулсарска планета и Животопогодност во неутронски ѕвездеми системи

Неутронските ѕвезди можат да бидат домаќини на вонсончеви планети. Овие можат да бидат првобитни, околни, заробени или резултат на втор круг на настанување на планети. Пулсарите, исто така, можат да ја отстранат атмосферата од ѕвезда, оставајќи остаток од планетарна маса, што може да се разбере како хтонска планета или ѕвездено тело во зависност од толкувањето. За пулсарите, таквите пулсарни планети може да бидат забележани со пулсарскиот темпиран метод, што овозможува висока прецизност и откривање на многу помали планети отколку со другите методи. Два системи се дефинитивно потврдени. Првите вонсончеви планети кои некогаш биле откриени биле трите планети Драугр, Полтергеист и Фобетор околу PSR B1257+12, откриени во 1992-1994 година. Од нив, Драугр е најмалата вонсончева планета досега откриена, со маса од двапати поголема од Месечината. Друг систем е PSR B1620−26, каде што обиколната планета орбитира околу неутронска ѕвезда-бела џуџеста бинарна систем. Исто така, има неколку непотврдени кандидати. Пулсарските планети добиваат малку видлива светлина, но огромни количини на јонизирачко зрачење и високоенергетски ѕвезден ветар, што ги прави прилично непријателски средини за животот, како што сега се разбира.

Историја на откритија

Првото директно набљудување на изолирана неутронска ѕвезда во видлива светлина. Неутронската ѕвезда е RX J1856.5−3754.

На состанокот на Американското физичко друштво во декември 1933 година (постапката била објавена во јануари 1934 година), Валтер Баде и Фриц Цвики предложиле постоење на неутронски ѕвезди,^{[85][lower-alpha 3]} помалку од две години по откривањето на неутронот од страна на Џејмс Чедвик.^[88] Барајќи објаснување за потеклото на суперновата, тие привремено предложиле дека при експлозии на супернова, обичните ѕвезди се претвораат во ѕвезди кои се состојат од крајно тесно набиени неутрони кои ги нарекле неутронски ѕвезди. Баде и Цвики точно предложиле во тоа време дека ослободувањето на гравитациската сврзувачка енергија на неутронските ѕвезди ја напојува суперновата: „Во постапката на супернова, масата во најголемиот дел се уништува“. Било сметано дека неутронските ѕвезди се премногу слаби за да бидат забележани и малку било работено на нив сè до ноември 1967 година, кога Франко Пачини истакнал дека ако неутронските ѕвезди се вртат и имаат големи магнетни полиња, тогаш ќе бидат емитувани електромагнетни бранови. Непознат за него, радиоастрономот Антони Хјуиш и неговата дипломирана студентка Џоселин Бел на Кембриџ наскоро требале да забележуваат радиопулсови од ѕвезди за кои сега е верувано дека се високо магнетизирани, брзо вртечки неутронски ѕвезди, познати како пулсари.

Во 1965 година, Антони Хјуиш и Семјуел Окоје откриле „необичен извор на висока температура на радио осветленост во Раковидната Маглина“.^[89] Испаднало дека овој извор е Раковидниот Пулсар кој произлегол од големата супернова од 1054 година.

Во 1967 година, Јосиф Шкловски ги испитувал рендгенските и оптичките набљудувања на Скорпија Х-1 и правилно заклучил дека зрачењето доаѓа од неутронска ѕвезда во фазата на насобирање.^[90]

Во 1967 година, Џоселин Бел Барнел и Ентони Хјуиш откриле редовни радиопулсирања од PSR B1919+21. Овој пулсар подоцна бил протолкуван како изолирана, вртежна неутронска ѕвезда. Изворот на енергија на пулсарот е вртежната енергија на неутронската ѕвезда. Поголемиот дел од познатите неутронски ѕвезди (околу 2000, согласно 2010 година) биле откриени како пулсари, кои емитуваат редовни радиопулсови.

Во 1968 година, Ричард Лавлејс и соработниците го откриле периодот ${\displaystyle P\!\approx 33}$ ms од Раковидниот Пулсар користејќи ја Аресипската набљудувачница.^[91][92] По ова откритие, научниците заклучиле дека пулсарите се вртежни неутронски ѕвезди.^[93] Пред тоа, многу научници верувале дека пулсарите се пулсирачки бели џуџиња.

Во 1971 година, Рикардо Џакони, Херберт Гурски, Ед Келог, Р. Левинсон, Е. Шрајер и Х. Тананбаум откриле пулсирања од 4,8 секунди во извор на рендгенски зраци во соѕвездието Кентаур, Кентаур X-3.^[94] Тие го толкувале ова како резултат на вртежна жешка неутронска ѕвезда. Изворот на енергија е гравитациски и е резултат на дожд од гас што паѓа на површината на неутронската ѕвезда од придружна ѕвезда или меѓуѕвездената средина.

Во 1974 година, Ентони Хјуиш ја добил Нобеловата награда за физика „за неговата одлучувачка улога во откривањето на пулсарите“ без Џослин Бел која учествувала во откритието.^[95]

Во 1974 година, Џозеф Тејлор и Расел Халс го откриле првиот двоен пулсар, PSR B1913+16, кој се состои од две неутронски ѕвезди (едната е гледана како пулсар) кои кружат околу нивната средина на маса. Општата теорија за релативноста на Алберт Ајнштајн предвидува дека масивните тела во кратки двојни орбити треба да испуштаат гравитациски бранови, а со тоа и нивната орбита да се распаѓа со текот на времето. Ова навистина било забележано, токму како што предвидува општата релативност, и во 1993 година, Тејлор и Халс биле наградени со Нобеловата награда за физика за ова откритие.^[96]

Во 1982 година, Дон Бакер и неговите колеги го откриле првиот милисекунден пулсар PSR B1937+21.^[97] Ова тело се врти 642 пати во секунда, вредност што постави фундаментални ограничувања на масата и полупречникот на неутронските ѕвезди. Подоцна биле откриени многу милисекундни пулсари, но PSR B1937+21 останал најбрзо вртечкиот познат пулсар цели 24 години, додека не бил откриен PSR J1748-2446ad (кој се врти ~716 пати во секунда).

Во 2003 година, Марта Бургеј и колегите го откриле првиот систем со двојна неутронска ѕвезда каде и двете составни делови биле забележани како пулсарите PSR J0737−3039.^[98] Откривањето на овој систем овозможува вкупно 5 различни тестови на општата релативност, некои од нив со невидена прецизност.

Во 2010 година, Пол Деморест и неговите колеги ја измериле масата на милисекундниот пулсар PSR J1614−2230 да биде 1,97 ± 0,04 M_☉, користејќи Шапирово одложување.^[99] Ова било значително повисока од која било претходно измерена маса на неутронска ѕвезда (1.67 M_☉, видете PSR J1903+0327), и поставува силни ограничувања на внатрешниот состав на неутронските ѕвезди.

Во 2013 година, Џон Антонијадис и неговите колеги ја измериле масата на PSR J0348+0432 да биде 2,01 ± 0,04 M_☉, користејќи спектроскопија на бело џуџе.^[100] Ова го потврдило постоењето на такви масивни ѕвезди користејќи поинаков метод. Понатаму, ова овозможило, за прв пат, тест на општата релативност со користење на таква масивна неутронска ѕвезда.

Во август 2017 година, Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница и интеферометарот „Virgo“ го направиле првото откривање на гравитациските бранови произведени од судир на неутронски ѕвезди (GW170817),^[101] што довело до дополнителни откритија за неутронските ѕвезди.

Во октомври 2018 година, астрономите известиле дека GRB 150101B, настан на гама-изблик, откриен во 2015 година, може да биде директно поврзан со историскиот GW170817 и поврзан со спојувањето на две неутронски ѕвезди. Сличностите помеѓу двата настани, во однос на гама-зраците, оптичките и рендгенските емисии, како и природата на поврзаните галаксии домаќини, се „впечатливи“, што наведува дека двата одделни настани може и двата да се резултат на спојувањето од неутронски ѕвезди, и двете може да бидат килонова, што може да биде почеста во универзумот отколку што претходно било разбрано, според истражувачите.^{[102][103][104][105]}

Во јули 2019 година, астрономите известиле дека е предложен нов метод за одредување на Хабловата константа и решавање на несовпаѓањето на претходните методи врз основа на спојувањата на парови на неутронски ѕвезди, по откривањето на спојувањето на неутронските ѕвезди на GW170817.^[106][107] Нивното мерење на Хабловата константа е 70,3+5,3
−5,0 (км/с)/Mpc.^[108]

Студијата од 2020 година на докторантот на Универзитетот во Саутемптон, Фабијан Гитинс, предложила дека површинските неправилности („планините“) може да бидат високи само делови од милиметар (околу 0,000003% од пречникот на неутронската ѕвезда), стотици пати помали од претходно предвидените, што носи резултат импликации за неоткривање на гравитациските бранови од вртечките неутронски ѕвезди.^{[54][109][110]}

Користејќи го Вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“, астрономите идентификувале неутронска ѕвезда во рамките на остатоците од ѕвездената експлозија Супернова 1987А, откако се обидувале да го направат тоа цели 37 години, според написот на списанието Science од 23 февруари 2024 година. Во парадигматската промена, новите податоци на „Џејмс Веб“ обезбедуваат неостварлива директна потврда за неутронските ѕвезди во остатоците од супернова, како и подлабоко разбирање на постапките што има во остатоците од SN 1987A.^[111]

Подтипови

Различни типови на неутронски ѕвезди.

Сметачки рендери на неутронска ѕвезда со насобирачки диск, со проектирани линии на магнетно поле, прикажувајќи изблиции на моќни рендгенски зраци. Симулациите се земени од податоците од 2017 година од НУСТАР и Свифт на НАСА и XMM-Њутн при Европската јужна набљудувачница.

Постојат голем број на типови тела кои се состојат од или содржат неутронска ѕвезда:

• Изолирана неутронска ѕвезда (ИНЅ):^{[59][62][112][113]} која не е во двоен систем.
  • Вртежноподвижен пулсар (ВПП или „радио пулсар“):^[62] неутронски ѕвезди кои емитуваат насочени импулси на зрачење кон нас во редовни интервали (поради нивните силни магнетни полиња).
    • Вртежни радиоминливи пулсеви (ВРМП-и):^[62] се сметани дека се пулсари кои емитираат поспорадично и/или со поголема променливост од пулс до пулс од најголемиот дел од познатите пулсари.
  • Магнетар: неутронска ѕвезда со исклучително силно магнетно поле (1000 пати повеќе од обична неутронска ѕвезда) и долги периоди на вртење (5 до 12 секунди).
    • Мек гама повторувач (МГП).^[59]
    • Аномален рендгенски пулсар (АРП).^[59]
  • Радиотивки неутронски ѕвезди.
    • Рендгенски затемнети изолирани неутронски ѕвезди.^[62]
    • Средишни збиени тела во остатоците од супернова (СЗТ-а во SNR-и): млади, радио-тивки непулсирачки извори на рендгенски зраци, за кои е сметано дека се изолирани неутронски ѕвезди опкружени со остатоци од супернова.^[62]
• Рендгенски пулсари или „пулсари со насобирачко придвижување“: класа на рендгенски двојни ѕвезди.
  • Двојни рендгенски пулсари со ниска маса: класа на рендгенски двојни ѕвезди со мала маса (LMXB), пулсар со ѕвезда од главната низа, бело џуџе или црвен џин.
    • Милисекунден пулсар (МСП) („рециклиран пулсар“).
      • Пулсар „пајак“, пулсар каде што придружник им е полуизродена ѕвезда.^[114]
        • Пулсар Црна Вдовица, пулсар што спаѓа под пулсарот „пајак“ ако придружникот има крајно мала маса (помалку од 0.1 M_☉).
        • Пулсар „црвен грб“, се ако придружникот е помасивен.
      • Подмилисекунден пулсар.^[115]
    • Рендгенски избликувач: неутронска ѕвезда двоен придружник со мала маса, од кој се насобира материја што резултира со неправилни изблици на енергија од површината на неутронската ѕвезда.
  • Двојни рендгенски пулсари со средна маса: класа на рендгенски двојни ѕвезди со средна маса, пулсар со ѕвезда со средна маса.
  • Двојни рендгенски пулсари со висока маса: класа на рендгенски двојни ѕвезди висока маса, пулсар со масивна ѕвезда.
  • Двојни пулсари: пулсар со двоен придружник, често бело џуџе или неутронска ѕвезда.
  • Рендгенска тројна ѕвезда (теоретизирано).^[116]

Исто така, постојат голем број теоретизирани збиени ѕвезди со слични својства кои всушност не се неутронски ѕвезди.

• Протонеутронска ѕвезда,^[117] теоретизирано тело од средна фаза што се лади и се собира за да образува неутронска ѕвезда или црна дупка^[118]
• Егзотична ѕвезда
  • Торн-Житково тело: моментално хипотетичко спојување на неутронска ѕвезда во ѕвезда црвен џин.
  • Кваркова ѕвезда: моментално хипотетички тип на неутронска ѕвезда составена од кваркова материја или чудна материја. Од 2018 година има тројца кандидати.
  • Електрослаба ѕвезда: моментално хипотетички тип на крајно тешка неутронска ѕвезда, во која кварковите се претвораат во лептони преку електрослабата сила, но гравитацискиот колапс на неутронската ѕвезда е спречен со притисок на зрачење. Од 2018 година нема докази за нивното постоење.
  • Преонска ѕвезда: моментално хипотетички тип на неутронска ѕвезда составена од преонска материја. Од 2018 година, нема докази за постоење на преон.

Примери на неутронски ѕвезди

Уметничко толкување за пулсарот планета PSR B1257+12 C, со светли поларни половини.

• Пулсар Црна Вдовица – милисекунден пулсар кој е многу масивен
• PSR J0952-0607 – најтешката неутронска ѕвезда со 2,35+0,17
  0,17 M_☉, еден вид пулсар на Црна Вдовица<^[8][119]
• LGM-1 (сега познат како PSR B1919+21) - првиот препознаен радиопулсар. Откриена е од Џослин Бел Барнел во 1967 година.
• PSR B1257+12 (позната и како Лих) – првата неутронска ѕвезда откриена со планети (милисекунден пулсар).
• PSR B1509−58 – извор на фотографијата „Божја рака“ снимена од Чандраската рендгенска набљудувачница
• RX J1856.5−3754 – најблиската неутронска ѕвезда
• Величествените Седум - група блиски, рендгенско затемнети изолирани неутронски ѕвезди
• PSR J0348+0432 – најмасивната неутронска ѕвезда со добро ограничена маса, 2,01 ± 0,04 M_☉
• SWIFT J1756.9-2508 - милисекунден пулсар со придружник од ѕвезден тип со маса на планетарен опсег (под кафеаво џуџе)
• Свифт J1818.0-1607 - најмладиот познат магнетар

Галерија

• Неутронски ѕвезди кои содржат 500,000 земјини маси во сфера од 25 км пречник
• Неутронски ѕвезди во судир (видео)
• Судир на неутронска ѕвезда
• 
  Уметничко толкување на искривена светлина на неутронска ѕвезда

Поврзано

 

• IRAS 00500+6713 (во 10,000 години)
• Спојување на неутронска ѕвезда
• Неутронските ѕвезди во фикцијата
  • Ѕвезди во фикцијата#Неутронски ѕвезди
• Неутрониум
• Планкова ѕвезда
• Преонскоизродена материја
• Вртежни радио минливи пулсеви

Забелешки

1. 3,7 произлегува од масата 2,68 / волумен на ѕвезда со полупречник од 12 км; 5,9 произлегува од масата 4,2 по волумен на ѕвездениот полупречник од 11,9 км
2. Просечната густина на материјалот во неутронска ѕвезда со полупречник од 10 км е 1,1. Затоа, 5 ml од таков материјал е 5,5 или 5,500,000,000 тони. Ова е околу 15 пати поголема од вкупната маса на светското човечко население. Алтернативно, 5 ml од неутронска ѕвезда со радиус од 20 км (просечна густина 8,35) има маса од околу 400 милиони метрички тони, или приближно масата на сите луѓе. Гравитациското поле е околу. 2 g или околу. 2 N/kg. Тежината на Месечината е пресметувана на 1 g.
3. Дури и пред откривањето на неутронот, во 1931 година, неутронските ѕвезди биле „предвидени“ од Лев Ландау, кој пишувал за ѕвезди каде што „атомските јадра доаѓаат во близок допир, формирајќи едно џиновско јадро“.^[86] Сепак, широко распространето мислење дека Ландау ги „предвидувал“ неутронските ѕвезди се покажува како погрешно.^[87]

Наводи

1. Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (илустрирано. изд.). Springer Science & Business Media. стр. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. Архивирано од изворникот на 2017-01-31. Посетено на 8 септември 2024.
2. Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (6.. изд.). Cengage Learning. стр. 339. ISBN 978-0-495-56203-0. Архивирано од изворникот на 2021-02-06. Посетено на 8 септември 2024.
3. Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). „How Massive Single Stars End Their Life“. Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
4. Tolman, R. C. (1939). „Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid“ (PDF). Physical Review. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364. Архивирано од изворникот (PDF) на 2018-07-22. Посетено на 2019-06-30.
5. Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). „On Massive Neutron Cores“. Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
6. „Neutron Stars“ (PDF). www.astro.princeton.edu. Архивирано од изворникот (PDF) на 9 септември 2021. Посетено на 8 септември 2024.
7. Douchin, F.; Haensel, P. (December 2001). „A unified equation of state of dense matter and neutron star structure“. Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151–167. arXiv:astro-ph/0111092. Bibcode:2001A&A...380..151D. doi:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361.
8. Croswell, Ken (2022-07-22). „The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun“. Science News (англиски). Посетено на 8 септември 2024.
9. "Q&A: Supernova Remnants and Neutron Stars", Chandra.harvard.edu (5 септември 2008)
10. "Magnetic Hydrogen Atmosphere Models and the Neutron Star RX J1856.5−3754" (PDF), Wynn C. G. Ho et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 375, pp. 821-830 (2007), submitted December 6, 2006, ArXiv:astro-ph/0612145. The authors calculated what they considered to be "a more realistic model, which accounts for magnetic field and temperature variations over the neutron star surface as well as general relativistic effects," which yielded an average surface temperature of 4,34+0,02
    −0,06 at a confidence level of 2𝜎 (95%); see §4, Fig. 6 in their paper for details.
11. "The Sun is less active than other solar-like stars" (PDF), Timo Reinhold et al., ArXiv:astro-ph.SR (4 мај 2020) ArXiv:2005.01401
12. „Tour the ASM Sky“. heasarc.gsfc.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 2021-10-01. Посетено на 8 септември 2024.
13. „Density of the Earth“. 2009-03-10. Архивирано од изворникот на 2013-11-12. Посетено на 8 септември 2024.
14. Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; и др. (2006). „A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz“. Science. 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.
15. Naeye, Robert (2006-01-13). „Spinning Pulsar Smashes Record“. Sky & Telescope. Архивирано од изворникот на 2007-12-29. Посетено на 8 септември 2024.
16. „NASA.gov“. Архивирано од изворникот на 2018-09-08. Посетено на 8 септември 2024.
17. Camenzind, Max (24 февруари 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media. стр. 269. Bibcode:2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1. Архивирано од изворникот на 29 април 2021. Посетено на 8 септември 2024.
18. Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard (2017). „Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger“. The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L12. arXiv:1710.05833. Bibcode:2017ApJ...848L..12A. doi:10.3847/2041-8213/aa91c9.
19. Bombaci, I. (1996). „The Maximum Mass of a Neutron Star“. Astronomy and Astrophysics. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
20. Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The Birth of Stars and Planets (илустрирано. изд.). Cambridge University Press. стр. 207. ISBN 978-0-521-80105-8. Архивирано од изворникот на 2017-01-31. Посетено на 8 септември 2024.
21. Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
22. „The Remarkable Properties of Neutron Stars - Fresh Chandra News“. ChandraBlog. 2013-03-28. Посетено на 8 септември 2024.
23. Hebeler, K.; Lattimer, J. M.; Pethick, C. J.; Schwenk, A. (2013-07-19). „Equation of State and Neutron Star Properties Constrained by Nuclear Physics and Observation“. The Astrophysical Journal. 773 (1): 11. arXiv:1303.4662. Bibcode:2013ApJ...773...11H. doi:10.1088/0004-637X/773/1/11. ISSN 0004-637X.
24. „Calculating a Neutron Star's Density“. Архивирано од изворникот на 2006-02-24. Посетено на 8 септември 2024. NB 3 is 3
25. Lattimer, James M. (2015). „Introduction to neutron stars“. American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645...61L. doi:10.1063/1.4909560.
26. Ozel, Feryal; Freire, Paulo (2016). „Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars“. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 54 (1): 401–440. arXiv:1603.02698. Bibcode:2016ARA&A..54..401O. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023322.
27. Baym, G; Pethick, C (декември 1975). „Neutron Stars“. Annual Review of Nuclear Science (англиски). 25 (1): 27–77. Bibcode:1975ARNPS..25...27B. doi:10.1146/annurev.ns.25.120175.000331. ISSN 0066-4243.
28. „LIGO Lab | Caltech | MIT“. LIGO Lab | Caltech. Посетено на 8 септември 2024.
29. „NICER - NASA Science“. science.nasa.gov (англиски). Посетено на 2024-05-10.
30. Raaijmakers, G.; Greif, S. K.; Hebeler, K.; Hinderer, T.; Nissanke, S.; Schwenk, A.; Riley, T. E.; Watts, A. L.; Lattimer, J. M. (2021-09-01). „Constraints on the Dense Matter Equation of State and Neutron Star Properties from NICER's Mass–Radius Estimate of PSR J0740+6620 and Multimessenger Observations“. The Astrophysical Journal Letters. 918 (2): L29. arXiv:2105.06981. Bibcode:2021ApJ...918L..29R. doi:10.3847/2041-8213/ac089a. ISSN 2041-8205.
31. Takami, Kentaro; Rezzolla, Luciano; Baiotti, Luca (2014-08-28). „Constraining the Equation of State of Neutron Stars from Binary Mergers“. Physical Review Letters (англиски). 113 (9): 091104. arXiv:1403.5672. Bibcode:2014PhRvL.113i1104T. doi:10.1103/PhysRevLett.113.091104. ISSN 0031-9007. PMID 25215972.
32. Annala, Eemeli; Gorda, Tyler; Kurkela, Aleksi; Vuorinen, Aleksi (2018-04-25). „Gravitational-Wave Constraints on the Neutron-Star-Matter Equation of State“. Physical Review Letters (англиски). 120 (17): 172703. arXiv:1711.02644. Bibcode:2018PhRvL.120q2703A. doi:10.1103/PhysRevLett.120.172703. ISSN 0031-9007. PMID 29756823.
33. Finstad, Daniel; White, Laurel V.; Brown, Duncan A. (2023-09-01). „Prospects for a Precise Equation of State Measurement from Advanced LIGO and Cosmic Explorer“. The Astrophysical Journal. 955 (1): 45. arXiv:2211.01396. Bibcode:2023ApJ...955...45F. doi:10.3847/1538-4357/acf12f. ISSN 0004-637X.
34. Lovato. „Long Range Plan: Dense matter theory for heavy-ion collisions and neutron stars“. arXiv:2211.02224.
35. Hippert. „Upper Bound on the Speed of Sound in Nuclear Matter from Transport“. arXiv:2402.14085.
36. Silbar, Richard R.; Reddy, Sanjay (1 јули 2004). „Neutron stars for undergraduates“. American Journal of Physics. 72 (7): 892–905. arXiv:nucl-th/0309041. Bibcode:2004AmJPh..72..892S. doi:10.1119/1.1703544.
37. Kumar, N.; Sokolov, V. V. (јуни 2022). „Mass Distribution and "Mass Gap" of Compact Stellar Remnants in Binary Systems“. Astrophysical Bulletin. 77 (2): 197–213. arXiv:2204.07632. Bibcode:2022AstBu..77..197K. doi:10.1134/S1990341322020043.
38. Yagi, Kent; Yunes, Nicolás (19 јули 2013). „I-Love-Q relations in neutron stars and their applications to astrophysics, gravitational waves, and fundamental physics“. Physical Review D. 88 (2): 023009. arXiv:1303.1528. Bibcode:2013PhRvD..88b3009Y. doi:10.1103/PhysRevD.88.023009.
39. Yakovlev, D. G.; Kaminker, A. D.; Haensel, P.; Gnedin, O. Y. (2002). „The cooling neutron star in 3C 58“. Astronomy & Astrophysics. 389: L24–L27. arXiv:astro-ph/0204233. Bibcode:2002A&A...389L..24Y. doi:10.1051/0004-6361:20020699.
40. Reisenegger. „Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields“. arXiv:astro-ph/0307133.
41. „McGill SGR/AXP Online Catalog“. Архивирано од изворникот на 23 јули 2020. Посетено на 8 септември 2024.
42. Kouveliotou, Chryssa; Duncan, Robert C.; Thompson, Christopher (февруари 2003). „Magnetars“. Scientific American. 288 (2): 34–41. Bibcode:2003SciAm.288b..34K. doi:10.1038/scientificamerican0203-34. PMID 12561456.
43. Kaspi, V.M.; Gavriil, F.P. (2004). „(Anomalous) X-ray pulsars“. Nuclear Physics B. Proceedings Supplements. 132: 456–465. arXiv:astro-ph/0402176. Bibcode:2004NuPhS.132..456K. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080.
44. Duncan, Robert C. (март 2003). „'Magnetars', soft gamma repeaters & very strong magnetic fields“. Архивирано од изворникот на 2020-01-19. Посетено на 8 септември 2024.
45. Zahn, Corvin (1990-10-09). „Tempolimit Lichtgeschwindigkeit“ (германски). Архивирано од изворникот на 2021-01-26. Посетено на 2009-10-09. Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... dimensionslosen Einheiten (c, G = 1)
46. Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars (illustrated. изд.). Cambridge University Press. стр. 322. ISBN 978-0-521-54622-5. Архивирано од изворникот на 2017-01-31. Посетено на 8 септември 2024.
47. „Peligroso lugar para jugar tenis“. Datos Freak (шпански). Архивирано од изворникот на 11 јуни 2016. Посетено на 8 септември 2024.
48. Marcia Bartusiak (2015). Black Hole: How an Idea Abandoned by Newtonians, Hated by Einstein, and Gambled on by Hawking Became Loved. Yale University Press. стр. 130. ISBN 978-0-300-21363-8.
49. Neutron Star Masses and Radii Архивирано на 17 декември 2011 г., p. 9/20, bottom
50. Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2001). „Neutron Star Structure and the Equation of State“. The Astrophysical Journal. 550 (426): 426–442. arXiv:astro-ph/0002232. Bibcode:2001ApJ...550..426L. doi:10.1086/319702.
51. CODATA 2014
52. Beskin, Vasilii S. (1999). „Radio pulsars“. Physics-Uspekhi. 42 (11): 1173–1174. Bibcode:1999PhyU...42.1071B. doi:10.1070/pu1999v042n11ABEH000665.
53. Darling, David. „neutron star“. www.daviddarling.info. Архивирано од изворникот на 2009-01-24. Посетено на 8 септември 2024.
54. Baker, Harry (21 July 2021). „Neutron star 'mountains' are actually microscopic bumps less than a millimeter tall“. Live Science. Архивирано од изворникот на 25 јули 2021. Посетено на 8 септември 2024.
55. Burrows, A.
56. Sorlin, O. and Porquet, M. (2008).
57. Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). „Too much "pasta" for pulsars to spin down“. Nature Physics. 9 (7): 431–434. arXiv:1304.6546. Bibcode:2013NatPh...9..431P. doi:10.1038/nphys2640.
58. Condon, J. J.; Ransom, S. M. „Pulsar Properties (Essential radio Astronomy)“. National Radio Astronomy Observatory. Архивирано од изворникот на 10 април 2016. Посетено на 8 септември 2024.
59. Pavlov, George. „X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars“ (PDF). pulsarastronomy.net. Архивирано од изворникот (PDF) на 6 декември 2015. Посетено на 8 септември 2024.
60. Caleb, Manisha; Heywood, Ian; Rajwade, Kaustubh; Malenta, Mateusz; Willem Stappers, Benjamin; Barr, Ewan; Chen, Weiwei; Morello, Vincent; Sanidas, Sotiris (2022-05-30). „Discovery of a radio-emitting neutron star with an ultra-long spin period of 76 s“. Nature Astronomy (англиски). 6 (7): 828–836. arXiv:2206.01346. Bibcode:2022NatAs...6..828C. doi:10.1038/s41550-022-01688-x. ISSN 2397-3366. PMC 7613111 Проверете ја вредноста |pmc= (help). PMID 35880202 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
61. „Unusual neutron star discovered in stellar graveyard“. The University of Sydney (англиски). Посетено на 8 септември 2024.
62. De Luca, Andrea (2008). „Central Compact Objects in Supernova Remnants“. AIP Conference Proceedings. 983: 311–319. arXiv:0712.2209. Bibcode:2008AIPC..983..311D. CiteSeerX 10.1.1.769.699. doi:10.1063/1.2900173.
63. Klochkov, D.; Puehlhofer, G.; Suleimanov, V.; Simon, S.; Werner, K.; Santangelo, A. (2013). „A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6–0.7 with a carbon atmosphere“. Astronomy & Astrophysics. 556: A41. arXiv:1307.1230. Bibcode:2013A&A...556A..41K. doi:10.1051/0004-6361/201321740.
64. „7. Pulsars at Other Wavelengths“. Frontiers of Modern Astronomy. Jodrell Bank Centre for Astrophysics. Архивирано од изворникот на 10 април 2016. Посетено на 8 септември 2024.
65. Brazier, K. T. S.; Johnston, S. (август 2013). „The implications of radio-quiet neutron stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 305 (3): 671. arXiv:astro-ph/9803176. Bibcode:1999MNRAS.305..671B. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x.
66. Zhang, B. „Spin-Down Power of Magnetars“ (PDF). Universidade Federal do Rio Grande do Sul. Архивирано од изворникот (PDF) на 6 февруари 2021. Посетено на 8 септември 2024.
67. Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2006). „A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz“. Science. 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.
68. Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; Zand, J. J. M. in 't; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; Götz, D.; Kuulkers, E.; Tomsick, J. A. (2007). „Evidence of 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285“. The Astrophysical Journal. 657 (2): L97–L100. arXiv:astro-ph/0611716. Bibcode:2007ApJ...657L..97K. doi:10.1086/513270. ISSN 0004-637X.
69. Antonelli, Marco; Montoli, Alessandro; Pizzochero, Pierre (ноември 2022), „Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches“, Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars, стр. 219–281, arXiv:2301.12769, doi:10.1142/9789811220944_0007, ISBN 978-981-12-2093-7
70. Alpar, M. Ali (1 јануари 1998). „Pulsars, glitches and superfluids“. Physicsworld.com. Архивирано од изворникот на 6 декември 2008. Посетено на 8 септември 2024.
71. Archibald, R. F.; Kaspi, V. M.; Ng, C. Y.; Gourgouliatos, K. N.; Tsang, D.; Scholz, P.; Beardmore, A. P.; Gehrels, N.; Kennea, J. A. (2013). „An anti-glitch in a magnetar“. Nature. 497 (7451): 591–593. arXiv:1305.6894. Bibcode:2013Natur.497..591A. doi:10.1038/nature12159. PMID 23719460.
72. Posselt, B.; Neuhäuser, R.; Haberl, F. (March 2009). „Searching for substellar companions of young isolated neutron stars“. Astronomy and Astrophysics. 496 (2): 533–545. arXiv:0811.0398. Bibcode:2009A&A...496..533P. doi:10.1051/0004-6361/200810156.
73. Tauris, T. M.; Van Den Heuvel, E. P. J. (2006). Formation and evolution of compact stellar X-ray sources. Bibcode:2006csxs.book..623T. Fig. 16.4. Illustration of the relative distribution of all ~ 1500 radio pulsars observed. About 4% are members of a binary system.
74. Tauris, T. M.; Kramer, M.; Freire, P. C. C.; Wex, N.; Janka, H.-T.; Langer, N.; Podsiadlowski, Ph.; Bozzo, E.; Chaty, S. (13 септември 2017). „Formation of Double Neutron Star Systems“. The Astrophysical Journal. 846 (2): 170. arXiv:1706.09438. Bibcode:2017ApJ...846..170T. doi:10.3847/1538-4357/aa7e89.
75. Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; и др. (2017-10-16). „GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral“. Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 119 (16): 161101. arXiv:1710.05832. Bibcode:2017PhRvL.119p1101A. doi:10.1103/physrevlett.119.161101. ISSN 0031-9007. PMID 29099225.
76. Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Abernathy, M. R.; Acernese, F.; и др. (2016-02-11). „Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger“. Physical Review Letters. 116 (6): 1161102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/physrevlett.116.061102. ISSN 0031-9007. PMID 26918975.
77. Lewin, Walter; Van Der Klis, Michiel (2010). Compact Stellar X-ray Sources. Bibcode:2010csxs.book.....L.
78. Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (15 февруари 1982). „A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16“. The Astrophysical Journal. 253: 908. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690.
79. Tanvir, N.; Levan, A. J.; Fruchter, A. S.; Hjorth, J.; Hounsell, R. A.; Wiersema, K.; Tunnicliffe, R. L. (2013). „A 'kilonova' associated with the short-duration gamma-ray burst GRB 130603B“. Nature. 500 (7464): 547–549. arXiv:1306.4971. Bibcode:2013Natur.500..547T. doi:10.1038/nature12505. PMID 23912055.
80. Cho, Adrian (16 октомври 2017). „Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show“. Science. Архивирано од изворникот на 18 октомври 2017. Посетено на 8 септември 2024.
81. Overbye, Dennis (16 октомври 2017). „LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time“. The New York Times. Архивирано од изворникот на 16 October 2017. Посетено на 8 септември 2024.
82. Casttelvecchi, Davide (2017). „Rumours swell over new kind of gravitational-wave sighting“. Nature News. doi:10.1038/nature.2017.22482.
83. Abbott, B. P. (16 октомври 2017). „GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral“. Physical Review Letters. 119 (16): 161101. arXiv:1710.05832. Bibcode:2017PhRvL.119p1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID 29099225.
84. Urry, Meg (20 јули 2013). „Gold comes from stars“. CNN. Архивирано од изворникот на 22 јули 2017. Посетено на 8 септември 2024.
85. Baade, Walter; Zwicky, Fritz (1934). „Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays“ (PDF). Physical Review. 46 (1): 76–77. Bibcode:1934PhRv...46...76B. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2. Архивирано од изворникот (PDF) на 2021-02-24. Посетено на 8 септември 2024.
86. Landau, Lev D. (1932). „On the theory of stars“. Phys. Z. Sowjetunion. 1: 285–288.
87. Haensel, P; Potekhin, A. Y; Yakovlev, D. G, уред. (2007). Neutron Stars 1 : Equation of State and Structure. Astrophysics and Space Science Library. 326. Springer. Bibcode:2007ASSL..326.....H. ISBN 978-0387335438.
88. Chadwick, James (1932). „On the possible existence of a neutron“. Nature. 129 (3252): 312. Bibcode:1932Natur.129Q.312C. doi:10.1038/129312a0.
89. Hewish, A.; Okoye, S. E. (1965). „Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula“. Nature. 207 (4992): 59–60. Bibcode:1965Natur.207...59H. doi:10.1038/207059a0.
90. Shklovsky, I. S. (април 1967). „On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1“. Astrophysical Journal. 148 (1): L1–L4. Bibcode:1967ApJ...148L...1S. doi:10.1086/180001.
91. Comella, J. M.; Craft, H. D.; Lovelace, R. V. E.; Sutton, J. M. (1969). „Crab Nebula Pulsar NP 0532“. Nature. 221 (5179): 453. Bibcode:1969Natur.221..453C. doi:10.1038/221453a0.
92. Lovelace, R. V. E.; Sutton, J. M. (1969). „Digital Search Methods for Pulsars“. Nature. 222 (5190): 231. Bibcode:1969Natur.222..231L. doi:10.1038/222231a0.
93. Lovelace, R. V. E.; Tyler, G. L. (2012). „On the discovery of the period of the Crab Nebular pulsar“. The Observatory. 132 (3): 186. Bibcode:2012Obs...132..186L.
94. Ghosh, Pranab (2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars (илустрирано. изд.). World Scientific. стр. 8. ISBN 978-981-02-4744-7. Архивирано од изворникот на 2021-02-06. Посетено на 8 септември 2024.
95. Lang, Kenneth (2007). A Companion to Astronomy and Astrophysics: Chronology and Glossary with Data Tables (илустрирано. изд.). Springer Science & Business Media. стр. 82. ISBN 978-0-387-33367-0. Архивирано од изворникот на 2021-02-06. Посетено на 8 септември 2024.
96. Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars 1: Equation of State and Structure (илустрирано. изд.). Springer Science & Business Media. стр. 474. ISBN 978-0-387-47301-7. Архивирано од изворникот на 2021-02-06. Посетено на 8 септември 2024.
97. Graham-Smith, Francis (2006). Pulsar Astronomy (илустрирано. изд.). Cambridge University Press. стр. 11. ISBN 978-0-521-83954-9. Архивирано од изворникот на 2021-02-06. Посетено на 8 септември 2024.
98. Ghosh, Pranab (2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars (илустрирано. изд.). World Scientific. стр. 281. ISBN 978-981-02-4744-7. Архивирано од изворникот на 2021-02-06. Посетено на 8 септември 2024.
99. Demorest, Paul B.; Pennucci, T.; Ransom, S. M.; Roberts, M. S.; Hessels, J. W. (2010). „A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay“. Nature. 467 (7319): 1081–1083. arXiv:1010.5788. Bibcode:2010Natur.467.1081D. doi:10.1038/nature09466. PMID 20981094.
100. Antoniadis, John (2012). „A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary“. Science. 340 (6131): 1233232. arXiv:1304.6875. Bibcode:2013Sci...340..448A. CiteSeerX 10.1.1.769.4180. doi:10.1126/science.1233232. PMID 23620056.
101. Burtnyk, Kimberly M. (16 октомври 2017). „LIGO Detection of Colliding Neutron Stars Spawns Global Effort to Study the Rare Event“. Архивирано од изворникот на 23 октомври 2017. Посетено на 8 септември 2024.
102. University of Maryland (16 октомври 2018). „All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought“. EurekAlert!. Архивирано од изворникот на 16 October 2018. Посетено на 8 септември 2024.
103. Troja, E.; и др. (16 октомври 2018). „A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341“. Nature Communications. 9: 4089. arXiv:1806.10624. Bibcode:2018NatCo...9.4089T. doi:10.1038/s41467-018-06558-7. PMC 6191439. PMID 30327476.
104. Mohon, Lee (16 октомври 2018). „GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817“. НАСА. Архивирано од изворникот на 22 март 2019. Посетено на 8 септември 2024.
105. Wall, Mike (17 октомври 2018). „Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger“. Space.com. Архивирано од изворникот на 17 октомври 2018. Посетено на 8 септември 2024.
106. National Radio Astronomy Observatory (8 јули 2019). „New method may resolve difficulty in measuring universe's expansion - Neutron star mergers can provide new 'cosmic ruler'“. EurekAlert!. Архивирано од изворникот на 8 јули 2019. Посетено на 8 септември 2024.
107. Finley, Dave (8 јули 2019). „New Method May Resolve Difficulty in Measuring Universe's Expansion“. Национална радиоастрономска набљудувачница. Архивирано од изворникот на 8 јули 2019. Посетено на 8 септември 2024.
108. Hotokezaka, K.; и др. (8 јули 2019). „A Hubble constant measurement from superluminal motion of the jet in GW170817“. Nature Astronomy. 3 (10): 940–944. arXiv:1806.10596. Bibcode:2019NatAs...3..940H. doi:10.1038/s41550-019-0820-1.
109. Plait, Phil (23 јули 2021). „The tallest mountain on a neutron star may be a fraction of a millimeter tall“. Syfy. Архивирано од изворникот на 25 јули 2021. Посетено на 8 септември 2024.
110. Gittins, Fabian; Andersson, Nils (2021). „Modelling neutron star mountains in relativity“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 507: 116–128. arXiv:2105.06493. doi:10.1093/mnras/stab2048.
111. Claes Fransson; Michael Barlow; Patrick J. Kavanagh; Josefin Larsson; Olivia C. Jones; Benjamin A. Sargent; Margaret Meixner; P. Bouchet; Tea Temim; Gillian Wright; Joris Blommaert; Nolan M. Habel; Alec S. Hirschauer; Jens Hjorth; Laura Lenkić; Tuomo Tikkanen; Roger Wesson; Alain Coulais; Ori D. Fox; René Gastaud; Alistair Glasse; Jeroen Jaspers; O. Krause; Ryan M. Lau; Omnarayani Nayak; Armin Rest; L. Colina; Ewine van Dishoeck; Manuel Güdel; Thomas Henning; P.-O. Lagage; Göran Östlin; T. P. Ray; Bart Vandenbussche (22 февруари 2024), „Emission lines due to ionizing radiation from a compact object in the remnant of Supernova 1987A“, Science, 383 (6685): 898–903, arXiv:2403.04386, Bibcode:2024Sci...383..898F, doi:10.1126/SCIENCE.ADJ5796, Википодатоци Q124719867
112. Mereghetti, Sandro (April 2010). „X-ray emission from isolated neutron stars“. High-Energy Emission from Pulsars and their Systems. Astrophysics and Space Science Proceedings. 21. стр. 345–363. arXiv:1008.2891. Bibcode:2011ASSP...21..345M. doi:10.1007/978-3-642-17251-9_29. ISBN 978-3-642-17250-2.
113. Pavlov, G. G.; Zavlin, V. E. (2000). „Thermal Radiation from Isolated Neutron Stars“. Highly Energetic Physical Processes and Mechanisms for Emission from Astrophysical Plasmas. 195: 103. Bibcode:2000IAUS..195..103P.
114. Parent, E.; Kaspi, V. M.; Ransom, S. M.; Freire, P. C. C.; Brazier, A.; Camilo, F.; Chatterjee, S.; Cordes, J. M.; Crawford, F. (2019). „Eight Millisecond Pulsars Discovered in the Arecibo PALFA Survey“. The Astrophysical Journal. 886 (2): 148. arXiv:1908.09926. Bibcode:2019ApJ...886..148P. doi:10.3847/1538-4357/ab4f85.
115. Nakamura, T. (1989). „Binary Sub-Millisecond Pulsar and Rotating Core Collapse Model for SN1987A“. Progress of Theoretical Physics. 81 (5): 1006–1020. Bibcode:1989PThPh..81.1006N. doi:10.1143/PTP.81.1006.
116. Di Stefano, Rosanne (2020). „The dynamical Roche lobe in hierarchical triples“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 491 (1): 495. arXiv:1903.11618. Bibcode:2020MNRAS.491..495D. doi:10.1093/mnras/stz2572.
117. Thompson, Todd A.; Burrows, Adam; Meyer, Bradley S. (2001). „The Physics of Proto-Neutron Star Winds: Implications for r-Process Nucleosynthesis“. The Astrophysical Journal. 562 (2): 887. arXiv:astro-ph/0105004. Bibcode:2001ApJ...562..887T. doi:10.1086/323861.
118. Gondek-Rosińska, D.; Haensel, P.; Zdunik, J. L. (јануари 2000). Kramer, M.; Wex, N.; Wielebinski, N. (уред.). „Protoneutron stars and neutron stars“. Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond; Proceedings of the 177th Colloquium of the IAU Held in Bonn, Germany, 30 August – 3 September 1999. ASP Conference Series. Cambridge University Press. 202: 663–664. arXiv:astro-ph/0012543. Bibcode:2000ASPC..202..663G.
119. Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (2022-07-11). „PSR J0952−0607: The Fastest and Heaviest Known Galactic Neutron Star“. The Astrophysical Journal Letters. 934 (2): L17. arXiv:2207.05124. Bibcode:2022ApJ...934L..17R. doi:10.3847/2041-8213/ac8007.

Извори

 

• „The following points are made by R.N. Manchester (Science 2004 304:542)“. scienceweek.com. Astrophysics: On observed pulsars. 2004. Архивирано од изворникот на 14 јули 2007. Посетено на 8 септември 2024.
• Glendenning, Norman K.; Kippenhahn, R.; Appenzeller, I.; Borner, G.; Harwit, M. (2000). Compact Stars (2. изд.).
• Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; in 't Zand, J.J.M.; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; и др. (2006). „Evidence for 1122 Hz X-ray burst oscillations from the neutron-star X-ray transient XTE J1739-285“. The Astrophysical Journal. 657 (2): L97. arXiv:astro-ph/0611716. Bibcode:2007ApJ...657L..97K. doi:10.1086/513270. S2CID 119405361.

Надворешни врски

„Неутронска ѕвезда“ на Ризницата ?

• Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2003). „Neutron Stars for Undergraduates“. American Journal of Physics. 72 (2004): 892–905. arXiv:nucl-th/0309041. Bibcode:2004AmJPh..72..892S. doi:10.1119/1.1703544.
  • Silbar, Richard R; Reddy, Sanjay (2005). „Erratum: "Neutron stars for undergraduates" [Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)]“. American Journal of Physics. 73 (3): 286. arXiv:nucl-th/0309041. Bibcode:2005AmJPh..73..286S. doi:10.1119/1.1852544.
• НАСА за пулсарите
• "NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake". SpaceDaily.com. 26 април 2006
• "Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars" David Shiga. New Scientist. 23 јуни 2006
• "Massive neutron star rules out exotic matter". New Scientist. Според една нова анализа, егзотичните состојби на материјата како што се слободните кваркови не се појавуваат во неутронските ѕвезди.
• "Neutron star clocked at mind-boggling velocity". New Scientist. Неутронска ѕвезда е тактизирана која патува со повеќе од 1500 километри во секунда.