Неутронни звезди и пулсари

Арката на знанието · Вселена · глава 04 / статия 06

Неутронни звезди и импулсите, които ги разкриват

Остатък с диаметър от едва няколко десетки километра може да има маса, по-голяма от тази на Слънцето. Повтарящите се сигнали ни позволяват да изследваме плътната материя, да проследяваме невидими спътници и да проверяваме как действа гравитацията.

Плътна материяВъртящи се маяциКосмически часовници

Художествено изображение на пулсар и заобикалящата го среда. Лъчите на излъчване и кривите на магнитното поле са илюстративни – това не са структури, които бихме видели със собствените си очи точно така.

Остатъкът е изключително компактенМасата на звездата може да бъде съсредоточена в обект с диаметър, сравним с ширината на град.

Импулсите разкриват въртенетоДокато звездата се върти, повтаряща се структура на излъчването пресича линията на зрението ни.

Измерването на времето на импулсите разкрива скрити физични явленияМалките промени във времето на пристигане на импулсите могат да разкрият спътници, вътрешни промени и въздействието на гравитацията.

След експлозия на свръхнова

Малка звезда с грандиозна история

Ярката експлозия на свръхнова е само един етап от тази история. Оцелялата неутронна звезда може да продължи да се върти, да изстива и да взаимодейства с околната среда дълго след като светлината от експлозията угасне.

Някои от тези обекти се проявяват като пулсари. Повтарящите се сигнали позволяват на астрономите да наблюдават с изключителна точност звезда, която иначе би била само далечен, неразличим в пространството обект.[8]

В предишната статия разгледахме темата „ Звезди с голяма маса: свръхгиганти и свръхнови от колапс на ядрото“. Тук ще проследим компактния остатък и следите, които оставя неговото излъчване.

Екстремна промяна в размера, плътността и състава

Как се образува неутронна звезда?

При колапса на ядрото на масивна звезда атомните ядра и свободните протони улавят електрони, така че делът на неутроните в материята нараства и се образуват неутрино. Колапсът на вътрешната част трае част от секундата. При много висока плътност материята се съпротивлява на по-нататъшното свиване и може да се образува гореща протонеутронна звезда .[1]

Този новороден обект се развива, като губи топлина и уловените в него неутрино. Налягането, възникващо от квантови физични явления и силното ядрено взаимодействие, може да поддържа дълголетна неутронна звезда, ако масата на остатъка не надвишава допустимата за конкретното му състояние граница.[2]

Желязното ядро не е задължително във всички случаи: някои неутронни звезди се образуват при колапс на кислородно-неонови ядра, предизвикан от захващане на електрони. Освен това колапсът не започва при достигане на една универсална маса на ядрото. Важни са съставът и структурата на умиращата звезда.[1]

Маса

1,4 слънчеви маси

Типичен пример, а не маса, характерна за всички неутронни звезди.

Диаметър

24 км

В този пример е използван радиус от 12 км. Радиусът не бива да се бърка с диаметъра.

Обикновено изчислена средна плътност

3,8 × 10¹⁴ г/см³

Изчислено въз основа на масата и обема на сферата, посочени в примера; плътността е по-голяма в центъра.

Това са илюстративни стойности, а не резултати от измервания на конкретна, назована звезда. Масата, радиусът и плътността на неутронната звезда са свързани от законите на физиката на плътната материя.[3]

Каква може да бъде максималната маса на неутронна звезда?

Наблюденията потвърждават съществуването на неутронни звезди с маса, равна приблизително на две слънчеви маси . Подходящият модел на вътрешната им структура трябва да допуска съществуването на звезди с маса не по-малка от тези измерени стойности; наблюденията не установяват една-единствена точна максимална маса.[4]

Често използваният термин максимална маса по TOV обозначава границата на масата на студена, невъртяща се неутронна звезда според избраното уравнение на състоянието. Въртенето може да позволи на звездата да задържи по-голяма маса. Горещият, бързо променящ се остатък изисква допълнително моделиране, затова „2,2 слънчеви маси“ не бива да се смята за универсална граница между неутронните звезди и черните дупки.[5]

Свойствата на плътната материя се променят в зависимост от дълбочината

Какво има във вътрешността на неутронната звезда?

Неутронната звезда не е хомогенна топка от неутрони. Физичните условия във външните ѝ слоеве и дълбоките области се различават значително. Схемата по-долу е полезна отправна точка за описанието на зряла звезда, но остават важни неясноти при приближаването към центъра.[2], [6], [7]

Схематична карта на състава с увеличено изображение на външните слоеве. Тук e⁻ обозначава електроните, а n – неутроните, които не са свързани в атомни ядра. Прекъснатата линия, обозначаваща дълбоките области на ядрото, показва несигурност, а не установена граница или потвърдено кварково ядро. Тънките повърхностни слоеве не са показани; размерите и пропорциите са илюстративни.[6], [7]

Външна кора

Атомните ядра образуват твърда решетка, заобиколена от електрони. Плътността нараства в дълбочина, но кората не навсякъде е по-плътна от атомното ядро.[6]

Вътрешна кора

Неутрони започват да се появяват извън ядрата на отделните атоми. В тази област има заедно струпвания от ядра, тези несвързани неутрони и електрони.[6]

Външно ядро

В обичайните модели по-голямата част от материята се състои от неутрони; има също протони, електрони, а при подходящи условия и мюони. Съставът на материята е по-разнообразен, отколкото подсказва името.[7]

Най-дълбоката вътрешна област

Възможно е да има и още по-необичайни съставни частици или фази, например хиперони или кварки, несвързани в адрони. Учените проверяват с изследвания дали те присъстват.[7]

Близо до основата на кората моделите предвиждат удължени или пластинчати ядрени структури, наречени ядрени спагети. Това са предсказани възможности, а не потвърден слой, който се среща във всяка неутронна звезда. Историята на акрецията също може да промени състава на кората.[6]

Въртящият се модел на излъчване превръща далечната звезда във фар

Защо пулсарът изглежда, сякаш мига?

Откриваме неутронна звезда като пулсар, когато повтарящият се модел на излъчване попада в посоката на зрението ни, докато звездата се върти. Добре познатият модел на фара онагледява това с магнитна ос, наклонена спрямо оста на въртене, и радио снопове, свързани с областите около магнитните полюси.[8], [9]

Опростен модел на полярните радио снопове във фаза, когато единият сноп е насочен към наблюдателя. Въртенето завърта снопа около оста на въртене. Разстоянието до наблюдателя, ширината на снопа и размерът на звездата не са в мащаб; това не е карта на всички области на радиоизлъчване или излъчване с висока енергия.[9]

При всеки импулс цялата светимост на звездата не се включва и изключва. Моделът се повтаря с въртенето ѝ, а профилът може да съдържа повече от един пик за оборот. Ако посоката на погледа ни не пресича съответното излъчване, може да не открием тази неутронна звезда като пулсар в този диапазон на вълните.[8], [9]

Радио-, рентгеновите и гама лъчите изискват различни представи

Магнитосферата на звездата е областта около нея, в която магнитното ѝ поле управлява движението на електрически заредените частици. Плазмата ѝ може да излъчва по различни начини и на различни места. Импулсите с висока енергия могат да възникват далеч от повърхността, включително в токови слоеве близо до светлинния цилиндър или отвъд него; този цилиндър обозначава разстоянието от оста, на което твърдото коротационно въртене би изисквало скоростта на светлината.

Следователно еднаквите тесни прожекторни снопове не са подходящ модел за всички дължини на вълната. Подробният механизъм на кохерентното радиоизлъчване също все още не е напълно разбран.[9]

Силните магнитни полета играят ключова роля тук. Техният произход и еволюция включват повече от просто компресия: важни могат да бъдат усилването на полето в новородената звезда, вътрешната еволюция и историята на акрецията. Полетата, изведени от забавянето на въртенето, описват зависещ от модела мащабен компонент, а не цялото поле във всяка точка.[8], [11]

За ориентир: предполагаемите диполни полета на обикновените радиопулсари често достигат около 10¹² гауса, докато при повторно завъртени милисекундни пулсари стойностите обикновено са около 10⁸–10⁹ гауса. Един гаус е равен на 10⁻⁴ тесла. Това са типични стойности, а не строги граници за класификация.[8], [10]

Подобни на вид сигнали може да се захранват от различни източници на енергия

Какво захранва излъчването?

Пулсиращият сигнал показва, че яркостта се променя регулярно. За да разберем обекта, трябва да попитаме и откъде идва енергията му. Самото откриване в рентгеновия или радио диапазон не дава отговор на този въпрос.[8]

Четири важни източника на излъчване от неутронни звезди
Източник на енергия	Какво осигурява енергията?	Полезен пример или разграничение
Въртене	Звездата губи енергия от въртенето заради електромагнитните въртящи моменти и изтичащите потоци от частици.	Пулсарите, захранвани от енергията на въртенето, могат да излъчват в няколко диапазона на дължините на вълните.
Акреция	При падането на газ се освобождава гравитационна енергия.	Акрецията, насочвана от магнитното поле, може да създаде въртящи се области на рентгеново излъчване.
Еволюция на магнитното поле	Натрупаната магнитна енергия се разсейва.	Това е основният източник на активността на магнетарите и енергията на изригванията.
Натрупана топлина	Звездата се охлажда и излъчва енергия от повърхността си.	Неравномерната температура на повърхността може да предизвика пулсации на топлинното рентгеново излъчване.

Това са източници на енергия, а не взаимно изключващи се категории цели обекти. Излъчването на неутронната звезда може да се състои от повече от един компонент.[8], [11]

Със забавянето на въртенето енергията му постепенно се изчерпва

Свиващото се ядро може да се върти по-бързо, защото масата му се приближава до оста на въртене. Преносът и загубите на ъглов момент определят каква част от въртенето наследява неутронната звезда. По-късното ѝ въртене отразява както условията при раждането, така и последващото развитие.[8]

Изолираният пулсар, чието излъчване се поддържа от енергията на въртенето, обикновено постепенно удължава периода си на въртене: за всяко пълно завъртане е необходимо все повече време. Чрез измерване на периода P и скоростта на изменението му Ṗ астрономите могат да оценят как се развива звездата.[10]

Може ли въртенето да помогне да се прецени възрастта на звездата?

τ_c = P / (2Ṗ)

Обичайната оценка на характеристичната възраст се получава, като се използва действителната производна на периода на въртене. Приема се, че забавянето е равномерно и от диполен характер, спирачният индекс n = 3, а периодът на въртене при раждането е бил много по-кратък от сегашния.[10]

Поради променящия се въртящ момент, доста дългия първоначален период на въртене или привидната промяна на периода, причинена от движението на звездата, тази оценка може силно да се различава от истинската възраст. Характеристичната възраст е подсказка, основана на модел, особено след „подмладяване“, а не независимо свидетелство за раждане.[22]

Скоковете на въртенето показват, че във вътрешността на звездата може да се обменя ъглов момент

Някои пулсари внезапно започват да се въртят малко по-бързо; такова събитие се нарича скок на въртенето. Според едно от основните обяснения по-бързо въртящата се свръхфлуидна неутронна течност във вътрешността на звездата предава ъглов момент на кората и другите компоненти, свързани с нея. Причината за скока, участващите области и последващото възстановяване все още се изследват.[12]

Моделите предвиждат също условия, при които може да прекъсне образуването на двойки частици, поддържащо радиоизлъчването. Често начертаваната линия на смъртта е теоретичен ориентир, а не строга, универсална граница или гаранция, че изчезва и всяко друго излъчване.[23]

Спътницата може да пренася както материя, така и ъглов момент

Как се „подмладяват“ милисекундните пулсари?

Неутронна звезда в тясна двойна система може да акретира материя от спътницата си. Поради дълбокия гравитационен потенциал падането на такава материя е ефективен източник на излъчване. В зависимост от системата газът може да постъпва през диск или чрез звездния вятър на спътницата.[8]

Ако магнитното поле насочва потока към малки участъци от повърхността, въртенето може периодично да обръща тези ярки области към нас и да предизвиква импулси на рентгеново излъчване. При други акретиращи неутронни звезди не се наблюдават лесно откриваеми постоянни пулсации.[8]

Пренос на ъглов момент

Акрецията може да ускори въртенето на звездата

Продължителното пренасяне на материя през диск може да ускори въртенето на по-стара неутронна звезда. След края на акреционния етап тя може да бъде наблюдавана като бързо въртящ се пулсар, чието излъчване се поддържа от енергията на въртенето.[10]

Добре позната популация от „подмладени“ пулсари

Само няколко милисекунди за един оборот

Период от 5 милисекунди означава 200 оборота в секунда. Много милисекундни пулсари са придобили бързото си въртене чрез процес на „подмладяване“; те със сигурност не са всички новородени звезди.[8], [10]

Настоящата спътница не винаги разкрива цялата история. Някои пулсари, завъртени отново до високи скорости, обикалят около бели джуджета, а други остават сами след по-късна еволюция или взаимодействия в двойната система. Ритъмът на много импулси е изключително стабилен при продължителни наблюдения, макар и да не е напълно безшумен.[10]

Малките отклонения от очакваното време на импулсите се превръщат в измервания

Как астрономите използват пулсарите, за да проверяват гравитацията?

Времевият модел предсказва кога импулсите трябва да достигнат телескопа. Той включва въртенето на звездата, положението и движението ѝ, евентуалната двойна орбита и разпространението през междузвездна плазма. Разликите между измереното и предсказаното време на пристигане се наричат остатъци във времената на пристигане на импулсите.[8], [10]

Проследяване на орбитата

Орбиталното движение на пулсара променя разстоянието, което изминават сигналите му. Получената закономерност разкрива спътници, включително обекти, излъчващи много малко светлина.[8]

Измерване на релативистични ефекти

Сигналите, преминаващи през гравитационното поле на спътника, изпитват допълнително закъснение при разпространението, наречено закъснение на Шапиро. В комбинация с други времеви ефекти то може да помогне да се ограничат масите на звездите.[14], [15]

Постепенното свиване на орбитата на двойния пулсар на Хълс и Тейлър, PSR B1913+16, предостави доказателства за излъчване на гравитационни вълни. Дългосрочните измервания съответстват на предсказаната от общата теория на относителността загуба на енергия, след прилагане на съответните корекции за движението.[14]

Двойният пулсар PSR J0737−3039A/B позволява в една система да се изследват няколко релативистични ефекта. Анализ от 2021 г. използва 16 години наблюдения за строги тестове на гравитацията в средата на тела със силна собствена гравитация.[15]

Масив от часовници с размерите на галактика

Масивът за времеви измервания на пулсари сравнява точното време на импулсите на много милисекундни пулсари. Гравитационните вълни, разпространяващи се между тези звезди и Земята, могат да оставят корелирани колебания във времето в различни области на небето.

През 2023 г. NANOGrav съобщи за доказателства за корелации, съответстващи на закономерността на Хелингс и Даунс , предсказана за фона на гравитационните вълни. Тази закономерност зависи от ъгловото разстояние между пулсарите и помага да се разграничи фонът от несвързания шум.[16]

Тези измервания изследват вълни с нано-херцова честота и много дълги периоди. Едно от основните обяснения на сигнала е популация от двойни системи със свръхмасивни черни дупки, но само по себе си корелирането не определя еднозначно източниците. Тук неутронните звезди служат като часовници за откриване на вълни, породени другаде.[16]

Наблюденията от различни видове помагат да се ограничат свойствата на скритите недра

Какво разкриват рентгеновите лъчи и сливанията на неутронни звезди?

Изкривяването на светлината помага да се ограничат размерите на звездата

Силната гравитация изкривява светлината, напускаща повърхността на неутронната звезда. Докато горещите области се завъртат в полезрението и извън него, това изкривяване променя наблюдавания профил на рентгеновия импулс. Моделът зависи от масата на звездата, радиуса, скоростта на въртене, геометрията на наблюдение и повърхностното излъчване.

Изследователите използваха наблюденията на NICER, за да напаснат физически модели към тези профили и да определят границите на масата и радиуса. Излъчването от атмосферата, фоновото излъчване и геометрията на горещите области трябва да се моделират внимателно. Резултатът е извод с неопределености, а не заснета повърхност.[17]

Например анализът на масивния пулсар PSR J0740+6620 съчетава рентгенови данни с информация от времето на пристигане на радиоимпулсите. Такива измервания проверяват дали предложените уравнения на състоянието допускат звезди с наблюдаваното съчетание от маса и размер.[4]

Важно събитие · 17 август 2017 г.

GW170817 свърза гравитацията със светлината

След спираловидното сближаване на двойна система от неутронни звезди сигнала от гравитационните вълни е последван от кратък гама-изблик и оптично-инфрачервен преходен източник, наречен килонова. По-късно обсерваториите наблюдават променящия се източник в целия електромагнитен спектър.[18]

Светлината на килоновата е излъчена от разширяваща се изхвърлена материя, нагрявана от радиоактивния разпад. В богатата на неутрони материя, изхвърлена при сливането, по-тежките ядра може да са се образували чрез бързо улавяне на неутрони в рамките на r-процеса.[19]

При последващ анализ в спектрите е открит стронций – това предостави доказателства, че в материята, свързана със сливането, има продукти от улавяне на неутрони. Разпознаването на един спектрален признак не е достатъчно, за да се определи изобилието на всички тежки елементи.[20]

Сигналът от гравитационните вълни може да помогне да се определи колко лесно звездите се деформират под действието на гравитацията една на друга. Последиците от сливането зависят също от масите им и уравнението на състоянието: остатъкът може веднага да колапсира в черна дупка или известно време да остане неутронна звезда. Наблюденията на GW170817 не предоставиха пряко изображение, което еднозначно да установява крайния остатък.[3], [19]

Компактна звезда може да захранва много по-голяма мъглявина

Как неутронната звезда влияе на заобикалящата я среда?

Пулсар, който черпи енергия от въртенето си, може да излъчва релативистичен вятър от частици и електромагнитна енергия. Когато околната среда задържа този поток, той може да раздуе мъглявина от пулсарен вятър. Добре известен пример е мъглявината Рак.

Движейки се в магнитни полета, високоенергийните частици излъчват енергия и така се образува синхротронно излъчване. Те могат също да повишат енергията на фотоните с по-ниска енергия чрез обратно комптоново разсейване. Така мъглявината разкрива как енергията на въртящата се звезда достига до много по-голям обем пространство.[21]

Мъглявината от пулсарен вятър се различава от разширяващата се изхвърлена материя и газовете, повлияни от ударната вълна, които образуват първоначалния остатък от свръхнова, макар че тези структури могат да си взаимодействат. Това не е специален етап, който започва едва след като пулсарът спре да излъчва радиоимпулси. Еволюцията ѝ зависи от вятъра, околния остатък от свръхнова и движението на пулсара.[21]

Какво още трябва да разберем?

Материя в най-дълбоките слоеве

Какви частици и фази съществуват в централните области и как определят налягането и максималната маса?[2], [7]

Радиоизлъчване

Как се организира плазмата в магнитосферата, така че да се образуват наблюдаваните кохерентни импулси и променящите се форми на импулсите?[9]

Променливо въртене

Какво причинява внезапните скокове в честотата на въртене и доколко са свързани помежду си различните компоненти във вътрешността на звездата?[12]

Всяко наблюдение позволява да се провери различна част от един и същ обект. Измерванията на времената на пристигане на импулсите позволяват да се проследят въртенето и движението му; спектрите и профилите на импулсите помагат да се определят границите на параметрите на излъчването му; сливанията позволяват да се изследва реакцията му на изключително силна гравитация. Заедно тези наблюдения дават възможност на астрономите да изследват материя при условия, далеч надхвърлящи постижимите в лаборатория.[3]

Повтарящият се сигнал може да разкрие необикновена вътрешна структура

Импулсите предават повече от ритъм.

В неутронните звезди се запазва плътната материя, останала след колапса на звездите. Когато излъчването им периодично пресича зрителната ни линия, този ритъм се превръща в начин да изследваме вътрешността на звездата, нейните спътници и пространство-времето между нея и Земята.

Научете повече за случващото се, когато магнитната енергия започне да играе главна роля, в статията „Магнетари: изключително силни магнитни полета“.

Източници и допълнителна литература

Научни статии и обзори, подготвени от авторите. Диаграмите са схематични; примерът с масата, размера и плътността е илюстративен. В текста се разграничават изводите, основани на наблюдения, и аспектите на физиката във вътрешността на звездата, които все още не са напълно изяснени.

Burrows (2013) — Колоквиум: подходи към теорията на свръхновите от колапс на ядротоНестабилност на ядрото, неутронизация, отскок и образуване на горещ остатък от компактен обект.
Lattimer и Prakash (2016) — Уравнението на състоянието на горещата плътна материя и неутронните звездиНалягане, състав и стабилност на плътната звездна материя.
Lattimer (2021) — Неутронните звезди и уравнението на състоянието на ядрената материяКак масите и радиусите на неутронните звезди и наблюденията определят границите на поведението на ядрената материя.
Dittmann и съавтори (2024) — По-точно измерване на радиуса на PSR J0740+6620 с актуализирани данни от NICERИзследване на масата и радиуса на неутронна звезда, чиято измерена маса е приблизително равна на две слънчеви маси.
Breu и Rezzolla (2016) — Максимална маса, момент на инерция и компактност на релативистичните звездиРазликата между максималната маса на невъртяща се звезда и опората, осигурена от въртенето.
Chamel и Haensel (2008) — Физика на корите на неутронните звездиВъншна и вътрешна кора, изтичане на неутрони, ядрена паста и влиянието на акрецията.
Baym и др. (2018) — От адрони до кварки в неутронните звезди: обзорОбикновена ядрена материя, възможни фази на материята в по-дълбоките слоеве и неопределености във вътрешното ядро.
Kaspi и Kramer (препринт от 2016 г.) — Радиопулсари: популация от неутронни звезди и фундаментална физикаПопулации от пулсари, източници на енергия, еволюция на двойните системи и приложение на прецизни измервания на времената на пристигане на импулсите.
Philippov и Kramer (2022) — Магнитосфери на пулсари и тяхното излъчванеПлазма, области на радиоизлъчване и високоенергийно излъчване и нерешени въпроси за излъчването на пулсарите.
Lorimer (2008) — Пулсари в двойни системи и милисекундни пулсариПовторно ускоряване на въртенето, забавяне на въртенето, характерни възрасти и интерпретиране на измерванията на времената на пристигане на пулсарните импулси.
Kaspi и Beloborodov (2017) — МагнетариМагнитна енергия, еволюция на полето и връзката на магнетарите с други неутронни звезди.
Haskell и Melatos (2015) — Модели на глитчове на пулсариВнезапни промени във въртенето и модели, включващи пренос на ъглов момент от свръхтечността във вътрешността.
Galloway и Keek (2021) — Термоядрени рентгенови избухванияНестабилно изгаряне на акреционно натрупано гориво по повърхностите на неутронните звезди; препринтът е публикуван за първи път през 2017 г.
Weisberg ir Huang (2016) — Reliatyvistiniai matavimai pagal dvinarės sistemos pulsaro PSR B1913+16 impulsų atėjimo laikusOrbitos mažėjimas ir kiti reliatyvistiniai matavimai Hulse’o–Tayloro dvinarėje pulsaro sistemoje.
Kramer и др. (2021) — Проверки на гравитацията в силно поле с двойния пулсарПрецизни проверки на релативистичната гравитация с PSR J0737−3039A/B.
Agazie и др. / NANOGrav (2023) — 15-годишният набор от данни на NANOGrav: доказателства за фон от гравитационни вълниКорелирани колебания във времената на пристигане на пулсарните импулси, чиято ъглова зависимост съответства на очакваната за фон от гравитационни вълни.
Bogdanov и др. (2021) — Ограничаване на зависимостта маса-радиус на неутронната звезда и уравнението на състоянието на плътната материя с NICER. III. Описание на модела и проверка на програмите за оценка на параметритеКак моделите на профилите на рентгеновите импулси ограничават възможните стойности на масата и радиуса и как се проверяват тези модели.
Abbott и др. (2017) — Многоканално наблюдение на сливането на двойна система от неутронни звездиНаблюдения на гравитационни вълни и електромагнитно излъчване, свързани с GW170817.
Metzger (2019) — КилоновиНагряване на изхвърлената при сливането материя вследствие на радиоактивен разпад, променящото се сияние на килоновата и връзките с плътната материя.
Watson и др. (2019) — Идентифициране на стронций при сливането на две неутронни звездиСпектроскопски доказателства за новообразувана материя чрез улавяне на неутрони в килоновата GW170817.
Gaensler и Slane (2006) — Еволюция и структура на пулсарните мъглявиниРелативистични ветрове, синхротронно и обратно комптоново излъчване и променящата се мъглявина около пулсара.
Kızıltan и Thorsett (2010) — Възрастта на милисекундните пулсари: значението на еволюцията на двойните системи и границата на максималната скорост на въртенеЗащо характерните възрасти, определени според забавянето на въртенето, могат значително да се различават от действителната възраст, особено след повторно завъртане до висока скорост.
Beskin и Istomin (2022) — Нов поглед към линията на смъртта на пулсарите — II. „Долината на смъртта“Зависимост на границите, свързани с образуването на двойки и радиоизлъчването, от модела.

Всички статии в този раздел

Назад към блога