Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Žinių arka · Visata · 04 skyrius / 06 straipsnis

Neutroninės žvaigždės ir jas atskleidžiantys impulsai

Vos kelių dešimčių kilometrų skersmens liekanos masė gali būti didesnė už Saulės. Jos pasikartojantys signalai leidžia mums tirti tankią medžiagą, sekti nematomus palydovus ir tikrinti, kaip veikia gravitacija.

Tanki medžiagaBesisukantys švyturiaiKosminiai laikrodžiai

Meninis pulsaro ir jo aplinkos vaizdas. Spinduliuotės pluoštai ir magnetinio lauko kreivės yra iliustraciniai – tai nėra struktūros, kurias savo akimis matytume būtent taip.

Liekana yra itin kompaktiškaŽvaigždės masė gali būti sutelkta į objektą, kurio skersmuo prilygsta miesto pločiui.

Impulsai atskleidžia sukimąsiŽvaigždei sukantis, pasikartojanti spinduliuotės struktūra kerta mūsų regėjimo liniją.

Impulsų laiko matavimai atskleidžia slypinčius fizikinius reiškiniusNedideli impulsų atėjimo laiko pokyčiai gali atskleisti palydovus, vidinius pokyčius ir gravitacijos poveikį.

Po supernovos sprogimo

Maža žvaigždė su didžiule istorija

Ryškus supernovos sprogimas tėra vienas šios istorijos etapas. Išlikusi neutroninė žvaigždė gali toliau suktis, vėsti ir sąveikauti su aplinka dar ilgai po to, kai sprogimo šviesa išblėsta.

Kai kurie iš šių objektų pasireiškia kaip pulsarai. Jų pasikartojantys signalai leidžia astronomams nepaprastai tiksliai stebėti žvaigždę, kuri šiaip būtų tik tolimas, erdviškai neišskiriamas objektas.[8]

Ankstesniame straipsnyje nagrinėjome temą „ Didelės masės žvaigždės: supermilžinės ir branduolio kolapso supernovos“. Čia seksime kompaktišką liekaną ir jos spinduliuotės teikiamas užuominas.

Kraštutinis dydžio, tankio ir sudėties pokytis

Kaip susidaro neutroninė žvaigždė?

Kolapsuojant masyvios žvaigždės branduoliui, atomų branduoliai ir laisvieji protonai pagauna elektronus, todėl medžiagoje didėja neutronų dalis ir susidaro neutrinai. Vidinės dalies kolapsas trunka sekundės dalį. Esant labai dideliam tankiui, medžiaga priešinasi tolesniam suspaudimui, ir gali susidaryti karšta protoneutroninė žvaigždė .[1]

Šis naujagimis objektas evoliucionuoja netekdamas šilumos ir jame įkalintų neutrinų. Dėl kvantinės fizikos reiškinių ir stipriosios branduolinės sąveikos atsirandantis slėgis gali palaikyti ilgaamžę neutroninę žvaigždę, jei liekanos masė neviršija jos konkrečiai būsenai leistinos ribos.[2]

Geležinis branduolys būtinas ne visais atvejais: kai kurios neutroninės žvaigždės susidaro dėl elektronų pagavimo kolapsuojant deguonies ir neono branduoliams. Be to, kolapsas neprasideda pasiekus vieną universalią branduolio masę. Svarbi mirštančios žvaigždės sudėtis ir sandara.[1]

Masė

1,4 Saulės masės

Tipinis pavyzdys, o ne visoms neutroninėms žvaigždėms būdinga masė.

Skersmuo

24 km

Šiame pavyzdyje naudojamas 12 km spindulys. Spindulio nereikėtų painioti su skersmeniu.

Paprastai apskaičiuotas vidutinis tankis

3,8 × 10¹⁴ g/cm³

Apskaičiuota pagal pavyzdyje pateiktą masę ir rutulio tūrį; centre tankis yra didesnis.

Tai iliustracinės vertės, o ne konkrečios įvardytos žvaigždės matavimų rezultatai. Neutroninės žvaigždės masę, spindulį ir tankį sieja tankios medžiagos fizikos dėsniai.[3]

Kokia gali būti didžiausia neutroninės žvaigždės masė?

Stebėjimai patvirtina, kad esama neutroninių žvaigždžių, kurių masė prilygsta maždaug dviejų Saulių masei . Tinkamas jų vidaus sandaros modelis turi leisti egzistuoti žvaigždėms, kurių masė ne mažesnė už šias išmatuotas vertes; stebėjimai nenustato vienos tikslios didžiausios masės.[4]

Dažnai vartojama sąvoka TOV maksimali masė nusako šaltos, nesisukančios neutroninės žvaigždės masės ribą pagal pasirinktą būsenos lygtį. Sukimasis gali leisti žvaigždei išlaikyti didesnę masę. Karštai, sparčiai kintančiai liekanai reikia papildomo modeliavimo, todėl „2,2 Saulės masės“ neturėtų būti laikomos universalia riba tarp neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių.[5]

Tankios medžiagos savybės kinta priklausomai nuo gylio

Kas yra neutroninės žvaigždės viduje?

Neutroninė žvaigždė nėra vienalytis neutronų rutulys. Išoriniuose jos sluoksniuose ir gelmėse fizikinės sąlygos labai skiriasi. Toliau pateikta schema yra naudingas atspirties taškas apibūdinant brandžią žvaigždę, tačiau artėjant prie centro lieka svarbių neaiškumų.[2], [6], [7]

Scheminis sudėties žemėlapis su padidintai pavaizduotais išoriniais sluoksniais. Čia e⁻ žymi elektronus, o n – neutronus, kurie nėra surišti atomų branduoliuose. Brūkšnine linija pažymėta branduolio gelmių sritis rodo neapibrėžtumą, o ne nustatytą ribą ar patvirtintą kvarkų branduolį. Ploni paviršiniai sluoksniai nepavaizduoti; dydžiai ir proporcijos yra iliustraciniai.[6], [7]

Išorinė pluta

Atomų branduoliai sudaro kietąją gardelę, apsuptą elektronų. Tankis didėja einant gilyn, tačiau pluta ne visur yra tankesnė už atomo branduolį.[6]

Vidinė pluta

Neutronų ima atsirasti už atskirų atomų branduolių ribų. Šioje srityje kartu yra branduolinių telkinių, šių nesurištų neutronų ir elektronų.[6]

Išorinis branduolys

Įprastiniuose modeliuose didžiąją medžiagos dalį sudaro neutronai; taip pat yra protonų, elektronų, o tinkamomis sąlygomis – ir miuonų. Medžiagos sudėtis įvairesnė, nei galima spręsti iš pavadinimo.[7]

Giliausia vidaus sritis

Gali būti ir dar neįprastesnių sudedamųjų dalelių ar fazių, pavyzdžiui, hiperonų ar į hadronus nesurištų kvarkų. Ar jų yra, mokslininkai tikrina tyrimais.[7]

Netoli plutos pagrindo modeliuose gali susidaryti pailgos arba lakštinės branduolinės struktūros, pramintos branduoliniais makaronais. Tai prognozuojamos galimybės, o ne patvirtintas sluoksnis, esantis kiekvienoje neutroninėje žvaigždėje. Akrecijos istorija taip pat gali keisti plutos sudėtį.[6]

Besisukantis spinduliavimo raštas paverčia tolimą žvaigždę švyturiu

Kodėl pulsaras atrodo mirksintis?

Neutroninę žvaigždę aptinkame kaip pulsarą, kai jai sukantis pasikartojantis spinduliavimo raštas patenka į mūsų regėjimo kryptį. Gerai žinomas švyturio modelis tai iliustruoja magnetine ašimi, pasvirusia sukimosi ašies atžvilgiu, ir radijo pluoštais, susijusiais su magnetinių polių sritimis.[8], [9]

Supaprastintas polinių radijo pluoštų modelis fazėje, kai vienas pluoštas nukreiptas į stebėtoją. Sukimasis neša pluoštą aplink sukimosi ašį. Stebėtojo atstumas, pluošto plotis ir žvaigždės dydis neatitinka mastelio; tai nėra visų radijo ar didelės energijos spinduliavimo sričių žemėlapis.[9]

Sulig kiekvienu impulsu visas žvaigždės šviesis neįsijungia ir neišsijungia. Raštas pasikartoja jai sukantis, o profilyje gali būti daugiau nei viena viršūnė per apsisukimą. Jei mūsų žvilgsnio kryptis nepataiko į atitinkamą spinduliavimą, tos neutroninės žvaigždės galime neaptikti kaip pulsaro tame bangų ruože.[8], [9]

Radijo, rentgeno ir gama spinduliams reikia skirtingų vaizdinių

Žvaigždės magnetosfera – tai aplinkinė sritis, kurioje jos magnetinis laukas tvarko elektringųjų dalelių judėjimą. Jos plazma gali spinduliuoti keliais būdais ir skirtingose vietose. Didelės energijos impulsai gali kilti toli nuo paviršiaus, įskaitant srovės sluoksnius netoli šviesos cilindro ar už jo; šis cilindras žymi atstumą nuo ašies, kuriame standus bendras sukimasis reikalautų šviesos greičio.

Taigi vienodi siauri prožektoriaus pluoštai nėra tinkamas modelis visiems bangos ilgiams. Detalus koherentinio radijo spinduliavimo mechanizmas taip pat dar nėra iki galo suprastas.[9]

Stiprūs magnetiniai laukai čia atlieka pagrindinį vaidmenį. Jų kilmė ir evoliucija apima daugiau nei vien suspaudimą: svarbūs gali būti lauko stiprinimas naujagimėje žvaigždėje, vidinė evoliucija ir akrecijos istorija. Iš sukimosi lėtėjimo išvesti laukai apibūdina nuo modelio priklausantį didelio masto komponentą, o ne visą lauką kiekviename taške.[8], [11]

Orientacijai: įprastų radijo pulsarų numanomi dipoliniai laukai dažnai siekia apie 10¹² gausų, o pakartotinai įsuktų milisekundinių pulsarų paprastai yra apie 10⁸–10⁹ gausų. Vienas gausas lygus 10⁻⁴ teslos. Tai būdingos vertės, o ne griežtos klasifikacijos ribos.[8], [10]

Panašiai atrodantys signalai gali naudoti skirtingus energijos šaltinius

Kas suteikia energijos spinduliavimui?

Pulsuojantis signalas parodo, kad ryškis kinta reguliariai. Kad suprastume objektą, dar turime klausti, iš kur atsiranda jo energija. Aptikimas rentgeno ar radijo ruože savaime į šį klausimą neatsako.[8]

Keturi svarbūs neutroninių žvaigždžių spinduliavimo šaltiniai
Energijos šaltinis	Kas teikia energiją?	Naudingas pavyzdys ar skirtumas
Sukimasis	Žvaigždė praranda sukimosi energiją dėl elektromagnetinių jėgos momentų ir ištekančių dalelių srautų.	Sukimosi energija maitinami pulsarai gali spinduliuoti keliuose bangų ilgių ruožuose.
Akrecija	Krintant dujoms išsiskiria gravitacinė energija.	Magnetinio lauko nukreipiama akrecija gali sukurti besisukančias rentgeno spinduliuotės sritis.
Magnetinio lauko raida	Sukaupta magnetinė energija išsklaidoma.	Tai pagrindinis magnetarų aktyvumo ir žybsnių energijos šaltinis.
Sukaupta šiluma	Žvaigždė vėsta ir spinduliuoja iš savo paviršiaus.	Dėl nevienodos paviršiaus temperatūros gali atsirasti šiluminės rentgeno spinduliuotės pulsacijų.

Tai energijos šaltiniai, o ne viena kitą paneigiančios ištisų objektų kategorijos. Neutroninės žvaigždės spinduliuotę gali sudaryti daugiau nei viena komponentė.[8], [11]

Sukimuisi lėtėjant, sukimosi energija pamažu senka

Besitraukiantis branduolys gali suktis greičiau, nes jo masė artėja prie sukimosi ašies. Judesio kiekio momento pernaša ir nuostoliai lemia, kiek sukimosi paveldi neutroninė žvaigždė. Vėlesnis jos sukimasis atspindi ir gimimo sąlygas, ir tolesnę raidą.[8]

Izoliuoto pulsaro, kurio spinduliavimą palaiko sukimosi energija, ilgainiui paprastai ilgėja sukimosi periodas: kiekvienam pilnam apsisukimui reikia vis daugiau laiko. Matuodami periodą P ir jo kitimo spartą Ṗ, astronomai gali įvertinti, kaip žvaigždė evoliucionuoja.[10]

Ar sukimasis gali padėti spręsti apie žvaigždės amžių?

τ_c = P / (2Ṗ)

Įprastas charakteristinio amžiaus įvertis gaunamas naudojant tikrąją sukimosi periodo išvestinę. Daroma prielaida, kad stabdymas yra tolygus ir dipolinio pobūdžio, stabdymo indeksas n = 3, o sukimosi periodas gimimo metu buvo daug trumpesnis už dabartinį.[10]

Dėl kintančio jėgos momento, gana ilgo pradinio sukimosi periodo ar tariamo periodo kitimo, kurį sukelia žvaigždės judėjimas, šis įvertis gali smarkiai skirtis nuo tikrojo amžiaus. Charakteristinis amžius yra modeliu pagrįsta užuomina, ypač po „atjauninimo“, o ne nepriklausomas gimimo liudijimas.[22]

Sukimosi šuoliai rodo, kad žvaigždės viduje gali vykti judesio kiekio momento mainai

Kai kurie pulsarai staiga ima suktis šiek tiek greičiau; toks įvykis vadinamas sukimosi šuoliu. Pagal vieną pagrindinių paaiškinimų, greičiau besisukantis supertakusis neutronų skystis žvaigždės viduje perduoda judesio kiekio momentą plutai ir kitiems su ja susietiems komponentams. Šuolį sukeliantis veiksnys, jame dalyvaujančios sritys ir vėlesnis atsistatymas vis dar tiriami.[12]

Modeliai taip pat numato sąlygas, kuriomis gali nutrūkti radijo spinduliavimą palaikantis dalelių porų susidarymas. Dažnai brėžiama mirties linija yra teorinis orientyras, o ne griežta, universali riba ar garantija, kad išnyksta ir visas kitoks spinduliavimas.[23]

Kompanionė gali perduoti ir medžiagą, ir judesio kiekio momentą

Kaip „atjauninami“ milisekundiniai pulsarai?

Neutroninė žvaigždė glaudžioje dvinarėje sistemoje gali akretuoti kompanionės medžiagą. Dėl gilaus gravitacinio potencialo toks medžiagos kritimas yra veiksmingas spinduliuotės šaltinis. Priklausomai nuo sistemos, dujos gali atitekėti per diską arba su kompanionės vėju.[8]

Jei magnetinis laukas nukreipia srautą į nedideles paviršiaus sritis, dėl sukimosi šios ryškios sritys gali periodiškai atsisukti į mus, sukeldamos rentgeno spinduliuotės impulsus. Kitose akretuojančiose neutroninėse žvaigždėse lengvai aptinkamų nuolatinių pulsacijų nestebima.[8]

Judesio kiekio momento perdavimas

Akrecija gali paspartinti žvaigždės sukimąsi

Ilgalaikis medžiagos perdavimas per diską gali pagreitinti senesnės neutroninės žvaigždės sukimąsi. Pasibaigus akrecijos etapui, ji gali būti stebima kaip greitai besisukantis pulsaras, kurio spinduliavimą palaiko sukimosi energija.[10]

Gerai žinoma „atjaunintų“ pulsarų populiacija

Vos kelios milisekundės vienam apsisukimui

5 milisekundžių periodas reiškia 200 apsisukimų per sekundę. Daugelis milisekundinių pulsarų greitą sukimąsi įgijo per „atjauninimo“ procesą; tikrai ne visi jie yra ką tik gimusios žvaigždės.[8], [10]

Dabartinė kompanionė ne visada atskleidžia visą istoriją. Kai kurie pakartotinai įsukti pulsarai skrieja aplink baltąsias nykštukes, kiti po vėlesnės dvinarės evoliucijos ar sąveikų lieka vieni. Daugelio impulsų ritmas per ilgus stebėjimus itin stabilus, nors visiškai be triukšmo nėra.[10]

Maži nukrypimai nuo numatyto impulsų laiko tampa matavimais

Kaip astronomai naudoja pulsarus gravitacijai tikrinti?

Laiko modelis prognozuoja, kada impulsai turėtų pasiekti teleskopą. Jis įtraukia žvaigždės sukimąsi, padėtį ir judėjimą, galimą dvinarę orbitą bei sklidimą per tarpžvaigždinę plazmą. Skirtumai tarp išmatuotų ir numatytų atvykimo laikų vadinami impulsų atėjimo laikų liekanomis.[8], [10]

Orbitos sekimas

Pulsaro orbitinis judėjimas keičia atstumą, kurį įveikia jo signalai. Susidaręs raštas atskleidžia kompanionus, įskaitant labai mažai šviesos skleidžiančius objektus.[8]

Reliatyvistinių efektų matavimas

Signalai, kertantys kompaniono gravitacinį lauką, patiria papildomą sklidimo uždelsimą, vadinamą Šapiro delsa. Kartu su kitais laiko efektais ji gali padėti nustatyti žvaigždžių masių ribas.[14], [15]

Dvinario Hulse’o ir Tayloro pulsaro, PSR B1913+16, pamažu mažėjanti orbita suteikė gravitacinių bangų spinduliavimo įrodymų. Ilgalaikiai matavimai, atlikus atitinkamas judėjimo pataisas, atitinka bendrosios reliatyvumo teorijos numatomą energijos netekimą.[14]

Dvigubas pulsaras, PSR J0737−3039A/B, leidžia vienoje sistemoje tirti kelis reliatyvistinius efektus. 2021 m. analizė panaudojo 16 metų stebėjimus griežtiems gravitacijos testams stiprios savigravitacijos kūnų aplinkoje.[15]

Galaktikos dydžio laikrodžių masyvas

Pulsarų laiko matavimų masyvas lygina tikslų daugelio milisekundinių pulsarų impulsų laiką. Tarp šių žvaigždžių ir Žemės sklindančios gravitacinės bangos gali palikti susijusius laiko svyravimus skirtingose dangaus vietose.

2023 m. NANOGrav pranešė apie koreliacijų įrodymus, atitinkančius Hellingso ir Downso dėsningumą , numatomą gravitacinių bangų fonui. Dėsningumas priklauso nuo kampinio atstumo tarp pulsarų ir padeda atskirti jį nuo nesusijusio triukšmo.[16]

Šie matavimai tiria nanohercų dažnio bangas, kurių periodai labai ilgi. Vienas pagrindinių signalo paaiškinimų – supermasyvių juodųjų skylių dvinarių sistemų populiacija, tačiau vien koreliacijos šaltinių vienareikšmiškai nenustato. Čia neutroninės žvaigždės tarnauja laikrodžiais kitur sukurtoms bangoms aptikti.[16]

Kelių rūšių stebėjimai padeda nustatyti paslėptų gelmių savybių ribas

Ką atskleidžia rentgeno spinduliai ir neutroninių žvaigždžių susiliejimai?

Šviesos išlinkimas padeda nustatyti žvaigždės dydžio ribas

Stipri gravitacija išlenkia šviesą, paliekančią neutroninės žvaigždės paviršių. Karštoms sritims sukantis į regėjimo lauką ir iš jo, šis išlinkimas keičia stebimą rentgeno impulso profilį. Žvaigždės masė, spindulys, sukimosi sparta, stebėjimo geometrija ir paviršiaus spinduliavimas veikia raštą.

Tyrėjai naudojo NICER stebėjimus šių profilių fiziniams modeliams pritaikyti ir masių bei spindulių riboms nustatyti. Atmosferos spinduliavimą, foninę spinduliuotę ir karštų sričių geometriją reikia modeliuoti kruopščiai. Rezultatas – išvada su neapibrėžtimis, o ne išskirta paviršiaus nuotrauka.[17]

Pavyzdžiui, masyvaus pulsaro PSR J0740+6620 analizės sujungia rentgeno duomenis su radijo impulsų laiko informacija. Tokie matavimai tikrina, ar siūlomos būsenos lygtys leidžia egzistuoti žvaigždėms su stebimu masės ir dydžio deriniu.[4]

Svarbus įvykis · 2017 m. rugpjūčio 17 d.

GW170817 susiejo gravitaciją su šviesa

Po dvinarės neutroninių žvaigždžių sistemos artėjimo spirale gravitacinių bangų signalo sekė trumpas gama žybsnis ir optinis–infraraudonasis pereinamasis šaltinis, vadinamas kilonova. Vėliau observatorijos stebėjo kintantį šaltinį visame elektromagnetiniame spektre.[18]

Kilonovos šviesą skleidė besiplečianti išmesta medžiaga, kaitinama radioaktyviojo skilimo. Susiliejimo metu ištrūkusioje neutronų gausioje medžiagoje sunkesni branduoliai galėjo susidaryti sparčiojo neutronų pagavimo būdu, vykstant r procesui.[19]

Atlikus vėlesnę analizę, spektruose aptikta stroncio – tai suteikė įrodymų, kad su susiliejimu susijusioje medžiagoje yra neutronų pagavimo produktų. Norint nustatyti visų sunkiųjų elementų gausą, nepakanka atpažinti vieną spektrinį požymį.[20]

Gravitacinių bangų signalas gali padėti nustatyti, kaip lengvai žvaigždės deformuojasi veikiamos viena kitos gravitacijos. Susiliejimo padariniai taip pat priklauso nuo jų masių ir būsenos lygties: liekana gali iš karto kolapsuoti į juodąją skylę arba kurį laiką išlikti neutronine žvaigžde. GW170817 stebėjimai nepateikė vienareikšmiškai nustatytos galutinės liekanos tiesioginio atvaizdo.[3], [19]

Kompaktiška žvaigždė gali teikti energiją gerokai didesniam ūkui

Kaip neutroninė žvaigždė veikia savo aplinką?

Sukimosi energiją naudojantis pulsaras gali skleisti reliatyvistinį dalelių ir elektromagnetinės energijos vėją. Kai aplinka sulaiko šį srautą, jis gali išpūsti pulsaro vėjo ūką. Gerai žinomas pavyzdys – Krabo ūkas.

Judėdamos magnetiniuose laukuose, didelės energijos dalelės spinduliuoja – taip susidaro sinchrotroninė spinduliuotė. Jos taip pat gali padidinti mažesnės energijos fotonų energiją vykstant atvirkštinei Komptono sklaidai. Taigi ūkas atskleidžia, kaip besisukančios žvaigždės energija pasiekia gerokai didesnį erdvės tūrį.[21]

Pulsaro vėjo ūkas skiriasi nuo pirminės supernovos liekaną sudarančios besiplečiančios išmestos medžiagos ir smūginės bangos paveiktų dujų, nors šie dariniai gali sąveikauti. Tai nėra ypatingas etapas, prasidedantis tik pulsarui nustojus skleisti radijo impulsus. Jo raida priklauso nuo vėjo, aplinkinės supernovos liekanos ir pulsaro judėjimo.[21]

Ką dar reikia suprasti?

Medžiaga pačiose gelmėse

Kokios dalelės ir fazės egzistuoja centrinėse srityse ir kaip jos lemia slėgį bei didžiausią masę?[2], [7]

Radijo spinduliuotė

Kaip magnetosferos plazma susitvarko taip, kad susidarytų stebimi koherentiniai impulsai ir kintančios jų formos?[9]

Kintantis sukimasis

Kas sukelia staigius sukimosi dažnio šuolius ir kaip stipriai tarpusavyje susieti skirtingi žvaigždės vidaus komponentai?[12]

Kiekvienas stebėjimas leidžia patikrinti vis kitą to paties objekto dalį. Impulsų atėjimo laikų matavimai leidžia sekti jo sukimąsi ir judėjimą; spektrai ir impulsų profiliai padeda nustatyti jo spinduliuotės parametrų ribas; susiliejimai leidžia tirti jo atsaką į itin stiprią gravitaciją. Kartu šie stebėjimai leidžia astronomams tyrinėti medžiagą tokiomis sąlygomis, kurios gerokai pranoksta pasiekiamas laboratorijoje.[3]

Pasikartojantis signalas gali atskleisti nepaprastą vidinę sandarą

Impulsai perteikia daugiau nei ritmą.

Neutroninėse žvaigždėse išlieka tanki medžiaga, likusi po žvaigždžių kolapso. Kai jų spinduliuotė periodiškai kerta mūsų regėjimo liniją, šis ritmas tampa būdu tyrinėti žvaigždės gelmes, jos palydovus ir erdvėlaikį tarp jos ir Žemės.

Toliau sužinokite, kas vyksta, kai magnetinė energija ima atlikti pagrindinį vaidmenį, straipsnyje „Magnetarai: itin stiprūs magnetiniai laukai“.

Šaltiniai ir papildoma literatūra

Moksliniai straipsniai ir autorių parengtos apžvalgos. Diagramos yra scheminės; masės, dydžio ir tankio pavyzdys skirtas iliustracijai. Tekste atskiriamos stebėjimais grindžiamos išvados ir ne iki galo žinomi žvaigždės gelmių fizikos aspektai.

Burrows (2013) — Kolokviumas: požiūriai į branduolio kolapso supernovų teorijąBranduolio nestabilumas, neutronizacija, atšokimas ir karštos kompaktiškos liekanos susidarymas.
Lattimer ir Prakash (2016) — Karštos tankios medžiagos būsenos lygtis ir neutroninės žvaigždėsTankios žvaigždžių medžiagos slėgis, sudėtis ir stabilumas.
Lattimer (2021) — Neutroninės žvaigždės ir branduolinės medžiagos būsenos lygtisKaip neutroninių žvaigždžių masės, spinduliai ir stebėjimai apibrėžia branduolinės medžiagos elgsenos ribas.
Dittmann ir kt. (2024) — Tikslesnis PSR J0740+6620 spindulio matavimas naudojant atnaujintus NICER duomenisNeutroninės žvaigždės, kurios išmatuota masė maždaug lygi dviem Saulės masėms, masės ir spindulio tyrimas.
Breu ir Rezzolla (2016) — Reliatyvistinių žvaigždžių didžiausia masė, inercijos momentas ir kompaktiškumasSkirtumas tarp didžiausios nesisukančios žvaigždės masės ir sukimosi suteikiamos atramos.
Chamel ir Haensel (2008) — Neutroninių žvaigždžių plutų fizikaIšorinė ir vidinė pluta, neutronų ištekėjimas, branduoliniai makaronai ir akrecijos poveikis.
Baym ir kt. (2018) — Nuo hadronų iki kvarkų neutroninėse žvaigždėse: apžvalgaĮprasta branduolinė medžiaga, galimos medžiagos fazės gilesniuose sluoksniuose ir neapibrėžtumai vidiniame branduolyje.
Kaspi ir Kramer (2016 m. preprintas) — Radijo pulsarai: neutroninių žvaigždžių populiacija ir fundamentalioji fizikaPulsarų populiacijos, energijos šaltiniai, dvinarių sistemų evoliucija ir tikslių impulsų atėjimo laiko matavimų taikymas.
Philippov ir Kramer (2022) — Pulsarų magnetosferos ir jų spinduliuotėPlazma, radijo ir didelės energijos spinduliuotės sritys bei neišspręsti pulsarų spinduliuotės klausimai.
Lorimer (2008) — Dvinarių sistemų pulsarai ir milisekundiniai pulsaraiPakartotinis įsukimas, sukimosi lėtėjimas, būdingieji amžiai ir pulsarų impulsų atėjimo laiko matavimų interpretavimas.
Kaspi ir Beloborodov (2017) — MagnetaraiMagnetinė energija, lauko evoliucija ir magnetarų ryšys su kitomis neutroninėmis žvaigždėmis.
Haskell ir Melatos (2015) — Pulsarų sukimosi šuolių modeliaiStaigūs sukimosi pokyčiai ir modeliai, apimantys judesio kiekio momento perdavimą iš viduje esančio supertakiojo skysčio.
Galloway ir Keek (2021) — Termobranduoliniai rentgeno spindulių žybsniaiNestabilus akrecijos būdu sukaupto kuro degimas neutroninių žvaigždžių paviršiuose; preprintas pirmą kartą paskelbtas 2017 m.
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 ir kt. (2021) — Stipraus lauko gravitacijos patikros naudojant dvigubąjį pulsarąTikslios reliatyvistinės gravitacijos patikros naudojant PSR J0737−3039A/B.
Agazie ir kt. / NANOGrav (2023) — NANOGrav 15 metų duomenų rinkinys: gravitacinių bangų fono įrodymaiTarpusavyje koreliuojantys pulsarų impulsų atėjimo laiko svyravimai, kurių kampinė priklausomybė atitinka numatomą gravitacinių bangų fono priklausomybę.
Bogdanov ir kt. (2021) — Neutroninės žvaigždės masės ir spindulio sąryšio bei tankiosios medžiagos būsenos lygties apribojimas naudojant NICER. III. Modelio aprašymas ir parametrų vertinimo programų patikraKaip rentgeno spindulių impulsų profilių modeliai apriboja galimas masės ir spindulio vertes ir kaip šie modeliai tikrinami.
Abbott ir kt. (2017) — Dvinarės neutroninių žvaigždžių sistemos susiliejimo stebėjimai skirtingais informacijos nešikliaisSu GW170817 susiję gravitacinių bangų ir elektromagnetinės spinduliuotės stebėjimai.
Metzger (2019) — KilonovosSusiliejimo metu išmestos medžiagos kaitinimas dėl radioaktyviojo skilimo, kintanti kilonovos šviesa ir sąsajos su tankiąja medžiaga.
Watson ir kt. (2019) — Stroncio identifikavimas dviejų neutroninių žvaigždžių susiliejimo metuSpektroskopiniai neutronų pagavos būdu naujai susidariusios medžiagos įrodymai GW170817 kilonovoje.
Gaensler ir Slane (2006) — Pulsarų vėjo ūkų evoliucija ir sandaraReliatyvistiniai vėjai, sinchrotroninė ir atvirkštinės Komptono sklaidos spinduliuotė bei kintantis ūkas aplink pulsarą.
Kızıltan ir Thorsett (2010) — Milisekundinių pulsarų amžius: dvinarių sistemų evoliucijos ir didžiausios sukimosi spartos ribos reikšmėKodėl būdingieji amžiai, nustatomi pagal sukimosi lėtėjimą, gali gerokai skirtis nuo tikrojo amžiaus, ypač po pakartotinio įsukimo.
Beskin ir Istomin (2022) — Naujas žvilgsnis į pulsarų mirties liniją — II. „Mirties slėnis“Su porų susidarymu ir radijo spinduliuote susijusių ribų priklausomybė nuo modelio.

Visi šio skyriaus straipsniai

Grįžti į tinklaraštį