Neitronzvaigznes un pulsāri

Zināšanu šķirsts · Visums · 04. nodaļa / 06. raksts

Neitronu zvaigznes un impulsi, kas tās atklāj

Atliekas, kuras diametrs ir tikai daži desmiti kilometru, masa var pārsniegt Saules masu. Tās atkārtotie signāli ļauj mums pētīt blīvu vielu, izsekot neredzamiem pavadoņiem un pārbaudīt, kā darbojas gravitācija.

Blīva vielaRotējošas bākasKosmiskie pulksteņi

Mākslinieka attēlots pulsārs un tā apkārtne. Starojuma kūļi un magnētiskā lauka līnijas ir ilustratīvas – tās nav struktūras, ko mēs savām acīm redzētu tieši šādi.

Atlieka ir ārkārtīgi kompaktaZvaigznes masa var būt koncentrēta objektā, kura diametrs līdzinās pilsētas platumam.

Impulsi atklāj griešanosZvaigznei griežoties, atkārtotā starojuma struktūra šķērso mūsu redzes līniju.

Impulsu laika mērījumi atklāj pamatā esošās fizikālās parādībasNelielas impulsu pienākšanas laika pārmaiņas var atklāt pavadoņus, iekšējas pārmaiņas un gravitācijas ietekmi.

Pēc supernovas sprādziena

Maza zvaigzne ar lielu vēsturi

Spožais supernovas sprādziens ir tikai viens šī stāsta posms. Izdzīvojusī neitronu zvaigzne var turpināt griezties, atdzist un mijiedarboties ar apkārtējo vidi vēl ilgi pēc tam, kad sprādziena gaisma ir izdzisusi.

Daži no šiem objektiem izpaužas kā pulsāri. To atkārtotie signāli ļauj astronomiem ārkārtīgi precīzi novērot zvaigzni, kas citādi būtu tikai tāls, telpiski neatšķirams objekts.[8]

Iepriekšējā rakstā aplūkojām tēmu „ Masīvas zvaigznes: supergiganti un kodola kolapsa supernovas“. Šeit sekosim kompaktajai atliekai un norādēm, ko sniedz tās starojums.

Krasas izmēra, blīvuma un sastāva pārmaiņas

Kā veidojas neitronu zvaigzne?

Kad masīvas zvaigznes kodols kolapsē, atomu kodoli un brīvie protoni uztver elektronus, tāpēc vielā palielinās neitronu īpatsvars un veidojas neitrīno. Iekšējās daļas kolapss ilgst sekundes daļu. Ļoti lielā blīvumā viela pretojas turpmākai saspiešanai, un var izveidoties karsta protoneitronu zvaigzne .[1]

Šis jaundzimušais objekts attīstās, zaudējot siltumu un tajā iesprostotos neitrīno. Kvantu fizikas parādību un stiprās kodolmijiedarbības radītais spiediens var uzturēt ilgdzīvojošu neitronu zvaigzni, ja tās atliekas masa nepārsniedz konkrētajam stāvoklim pieļaujamo robežu.[2]

Dzelzs kodols ne vienmēr ir nepieciešams: dažas neitronu zvaigznes rodas, elektronu uztveršanai izraisot skābekļa un neona kodolu kolapsu. Turklāt kolapss nesākas, sasniedzot vienu universālu kodola masu. Svarīgs ir mirstošās zvaigznes sastāvs un uzbūve.[1]

Masa

1,4 Saules masas

Tipisks piemērs, nevis visām neitronu zvaigznēm raksturīga masa.

Diametrs

24 km

Šajā piemērā izmantots 12 km rādiuss. Rādiusu nevajadzētu jaukt ar diametru.

Parasti aprēķinātais vidējais blīvums

3,8 × 10¹⁴ g/cm³

Aprēķināts, izmantojot piemērā norādīto masu un lodes tilpumu; centrā blīvums ir lielāks.

Tās ir ilustratīvas vērtības, nevis konkrētas nosauktas zvaigznes mērījumu rezultāti. Neitronu zvaigznes masu, rādiusu un blīvumu saista blīvās matērijas fizikas likumi.[3]

Kāda var būt neitronu zvaigznes maksimālā masa?

Novērojumi apstiprina, ka pastāv neitronu zvaigznes, kuru masa ir aptuveni divu Saules masu . Atbilstošam to iekšējās uzbūves modelim jāpieļauj tādu zvaigžņu pastāvēšana, kuru masa nav mazāka par šīm izmērītajām vērtībām; novērojumi nenosaka vienu precīzu maksimālo masu.[4]

Bieži lietotais jēdziens TOV maksimālā masa apzīmē aukstas, nerotējošas neitronu zvaigznes masas robežu atbilstoši izvēlētajam stāvokļa vienādojumam. Rotācija var ļaut zvaigznei saglabāt lielāku masu. Karstam, strauji mainīgam zvaigznes atlikumam nepieciešama papildu modelēšana, tāpēc „2,2 Saules masas” nevajadzētu uzskatīt par universālu robežu starp neitronu zvaigznēm un melnajiem caurumiem.[5]

Blīvās matērijas īpašības mainās atkarībā no dziļuma

Kas atrodas neitronu zvaigznes iekšienē?

Neitronu zvaigzne nav viendabīga neitronu lode. Tās ārējos slāņos un dziļākajos apgabalos fizikālie apstākļi ir ļoti atšķirīgi. Tālāk redzamā shēma ir noderīgs atskaites punkts nobriedušas zvaigznes raksturošanai, taču, tuvojoties centram, joprojām pastāv būtiskas neskaidrības.[2], [6], [7]

Sastāva shematiska karte, kurā ārējie slāņi attēloti palielināti. Šeit e⁻ apzīmē elektronus, bet n – neitronus, kas nav saistīti atomu kodolos. Ar pārtrauktu līniju atzīmētais kodola dziļumu apgabals norāda uz nenoteiktību, nevis noteiktu robežu vai apstiprinātu kvarku kodolu. Plānie virsmas slāņi nav attēloti; izmēri un proporcijas ir ilustratīvas.[6], [7]

Ārējā garoza

Atomu kodoli veido cietu režģi, ko ieskauj elektroni. Blīvums palielinās, virzoties dziļāk, taču garoza ne visur ir blīvāka par atoma kodolu.[6]

Iekšējā garoza

Neitroni sāk veidoties ārpus atsevišķu atomu kodoliem. Šajā apgabalā līdzās pastāv kodolu kopas, šie nesaistītie neitroni un elektroni.[6]

Ārējais kodols

Tipiskos zvaigznes lielāko daļu matērijas veido neitroni; tajā ir arī protoni, elektroni un piemērotos apstākļos arī mioni. Matērijas sastāvs ir daudzveidīgāks, nekā varētu spriest pēc nosaukuma.[7]

Dziļākais iekšējais apgabals

Var būt arī vēl neparastākas sastāvdaļas vai fāzes, piemēram, hiperonus vai hadronos nesaistītus kvarkus. Zinātnieki ar pētījumiem pārbauda, vai tās pastāv.[7]

Garozas pamatnes tuvumā modeļos var veidoties iegarenas vai plāksnēm līdzīgas kodolstruktūras, ko dēvē par kodolu makaroniem. Tās ir prognozētas iespējas, nevis apstiprināts slānis, kas sastopams ikvienā neitronu zvaigznē. Akrēcijas vēsture arī var mainīt garozas sastāvu.[6]

Rotējošs starojuma raksts pārvērš tālu zvaigzni par bāku

Kāpēc pulsārs šķiet mirgojam?

Neitronu zvaigzni atklājam kā pulsāru, kad tās rotācijas laikā atkārtots starojuma raksts nonāk mūsu redzes virzienā. Labi zināmais bākas modelis to ilustrē ar magnētisko asi, kas ir sasvērta attiecībā pret rotācijas asi, un radio stariem, kas saistīti ar magnētisko polu apgabaliem.[8], [9]

Vienkāršots polāro radio staru modelis fāzē, kad viens stars ir pavērsts pret novērotāju. Rotācija nes staru apkārt rotācijas asij. Novērotāja attālums, stara platums un zvaigznes izmērs nav attēloti mērogā; tas nav visu radio vai augstas enerģijas starojuma apgabalu attēlojums.[9]

Ar katru impulsu viss zvaigznes spožums neieslēdzas un neizslēdzas. Raksts atkārtojas, zvaigznei rotējot, un profilā var būt vairāk nekā viens maksimums vienā apgriezienā. Ja mūsu skata virziens nesakrīt ar atbilstošo starojumu, šo neitronu zvaigzni attiecīgajā viļņu diapazonā varam neatklāt kā pulsāru.[8], [9]

Radio, rentgenstarojumam un gamma starojumam vajadzīgi dažādi priekšstati

Zvaigznes magnetosfēra ir apkārtējais apgabals, kurā tās magnētiskais lauks nosaka lādēto daļiņu kustību. Tās plazma var izstarot vairākos veidos un dažādās vietās. Augstas enerģijas impulsi var rasties tālu no virsmas, tostarp strāvas slāņos tuvu gaismas cilindram vai aiz tā; šis cilindrs apzīmē attālumu no ass, kurā stingra kopīga rotācija prasītu gaismas ātrumu.

Tātad vienādi, šauri prožektora stari nav piemērots modelis visiem viļņu garumiem. Arī detalizēts koherentā radio starojuma mehānisms vēl nav pilnībā izprasts.[9]

Spēcīgi magnētiskie lauki šeit ir ļoti svarīgi. To izcelsme un attīstība saistīta ne tikai ar saspiešanu: nozīme var būt lauka pastiprināšanai jaunajā zvaigznē, iekšējai attīstībai un akrēcijas vēsturei. No rotācijas palēnināšanās izsecinātie lauki raksturo no modeļa atkarīgu liela mēroga komponentu, nevis visu lauku katrā punktā.[8], [11]

Aptuvenam priekšstatam: parasto radiopulsāru aprēķinātie dipolārie magnētiskie lauki bieži sasniedz aptuveni 10¹² gausus, savukārt atkārtoti ieskrūtu milisekunžu pulsāru lauki parasti ir aptuveni 10⁸–10⁹ gausu. Viens gauss ir vienāds ar 10⁻⁴ teslām. Tās ir raksturīgas vērtības, nevis stingras klasifikācijas robežas.[8], [10]

Līdzīgi signāli var izmantot dažādus enerģijas avotus

Kas nodrošina enerģiju starojumam?

Pulsējošs signāls liecina, ka spilgtums regulāri mainās. Lai izprastu objektu, mums vēl jānoskaidro, no kurienes rodas tā enerģija. Atklāšana rentgenstaru vai radio diapazonā pati par sevi uz šo jautājumu neatbild.[8]

Četri svarīgi neitronu zvaigžņu starojuma avoti
Enerģijas avots	Kas nodrošina enerģiju?	Noderīgs piemērs vai atšķirība
Rotācija	Zvaigzne zaudē rotācijas enerģiju elektromagnētisko griezes momentu un izplūstošu daļiņu plūsmu dēļ.	Rotācijas enerģijas darbināti pulsāri var izstarot vairākos viļņu garuma diapazonos.
Akrēcija	Gāzei krītot, izdalās gravitācijas enerģija.	Magnētiskā lauka novirzīta akrēcija var radīt rotējošus rentgenstarojuma apgabalus.
Magnētiskā lauka attīstība	Uzkrātā magnētiskā enerģija izkliedējas.	Tas ir galvenais magnētu aktivitātes un uzliesmojumu enerģijas avots.
Uzkrātais siltums	Zvaigzne atdziest un izstaro starojumu no savas virsmas.	Nevienmērīga virsmas temperatūra var izraisīt termiskā rentgenstarojuma pulsācijas.

Tie ir enerģijas avoti, nevis savstarpēji izslēdzošas objektu kategorijas. Neitronu zvaigznes starojumu var veidot vairāk nekā viena komponente.[8], [11]

Rotācijai palēninoties, rotācijas enerģija pamazām izsīkst

Saraujošais kodols var griezties ātrāk, jo tā masa tuvojas rotācijas asij. Leņķiskā momenta pārnese un zudumi nosaka, cik daudz rotācijas neutronu zvaigzne pārmanto. Tās vēlākā rotācija atspoguļo gan dzimšanas apstākļus, gan turpmāko attīstību.[8]

Izolēta pulsāra, kura starojumu nodrošina rotācijas enerģija, rotācijas periods parasti ar laiku pagarinās: katrai pilnai apgriezienu kustībai nepieciešams arvien vairāk laika. Mērot periodu P un tā izmaiņu ātrumu Ṗ, astronomi var novērtēt, kā zvaigzne attīstās.[10]

Vai rotācija var palīdzēt noteikt zvaigznes vecumu?

τ_c = P / (2Ṗ)

Parasto raksturīgā vecuma novērtējumu iegūst, izmantojot patieso rotācijas perioda atvasinājumu. Tiek pieņemts, ka bremzēšana ir vienmērīga un dipolāra, bremzēšanas indekss n = 3 un ka rotācijas periods dzimšanas brīdī bija daudz īsāks nekā pašlaik.[10]

Atkarpstot mainīgajam griezes momentam, diezgan ilgam sākotnējam rotācijas periodam vai šķietamajām perioda izmaiņām, ko izraisa zvaigznes kustība, šis novērtējums var ievērojami atšķirties no īstā vecuma. Raksturīgais vecums ir uz modeli balstīta norāde, īpaši pēc „atjaunošanās”, nevis neatkarīga dzimšanas apliecība.[22]

Rotācijas lēcieni liecina, ka zvaigznes iekšienē var notikt leņķiskā impulsa apmaiņa

Daži pulsāri pēkšņi sāk griezties nedaudz ātrāk; šādu notikumu sauc par rotācijas lēcienu. Saskaņā ar vienu no galvenajiem skaidrojumiem, ātrāk rotējošs superplūstošs neitronu šķidrums zvaigznes iekšienē pārnes leņķisko impulsu uz garozu un citiem ar to saistītiem komponentiem. Lēcienu izraisošais mehānisms, tajā iesaistītie apgabali un turpmākā atjaunošanās joprojām tiek pētīti.[12]

Modeļi paredz arī apstākļus, kuros var pārtrūkt radio starojumu uzturošā daļiņu pāru veidošanās. Bieži attēlotā nāves līnija ir teorētisks orientieris, nevis stingra, universāla robeža vai garantija, ka izzūd arī viss cita veida starojums.[23]

Pavadone var pārnest gan vielu, gan leņķisko impulsu

Kā „atjaunina” milisekunžu pulsārus?

Neitronu zvaigzne ciešā dubultsistēmā var akretēt vielu no pavadones. Spēcīgā gravitācijas potenciāla dēļ šāda vielas krišana ir efektīvs starojuma avots. Atkarībā no sistēmas gāze var plūst pa disku vai kopā ar pavadones vēju.[8]

Ja magnētiskais lauks novirza plūsmu uz nelieliem virsmas apgabaliem, rotācijas dēļ šie spožie apgabali periodiski pagriežas pret mums, radot rentgenstaru impulsus. Citās akrēciju piedzīvojošās neitronu zvaigznēs viegli konstatējamas nepārtrauktas pulsācijas nav novērotas.[8]

Leņķiskā impulsa pārnese

Akrēcija var paātrināt zvaigznes rotāciju

Ilgstoša vielas pārnese caur disku var paātrināt vecākas neitronu zvaigznes rotāciju. Pēc akrēcijas posma beigām to var novērot kā ātri rotējošu pulsāru, kura starojumu darbina rotācijas enerģija.[10]

Labi zināma „atjaunoto” pulsāru populācija

Tikai dažas milisekundes vienam apgriezienam

5 milisekunžu periods nozīmē 200 apgriezienu sekundē. Daudzi milisekunžu pulsāri ātro rotāciju ieguvuši „atjaunināšanās” procesā; tie noteikti nav visi tikko dzimušas zvaigznes.[8], [10]

Pašreizējā pavadone ne vienmēr atklāj visu vēsturi. Daži atkārtoti uzgrieztie pulsāri riņķo ap baltajiem punduriem, citi pēc vēlākas dubultsistēmas evolūcijas vai mijiedarbības paliek vieni. Daudzu pulsāru ritms ilgstošos novērojumos ir ārkārtīgi stabils, lai gan tas nav pilnīgi bez trokšņa.[10]

Nelielas novirzes no paredzētā impulsu laika kļūst par mērījumiem

Kā astronomi izmanto pulsārus, lai pārbaudītu gravitāciju?

Laika modelis paredz, kad impulsiem vajadzētu sasniegt teleskopu. Tas ņem vērā zvaigznes rotāciju, stāvokli un kustību, iespējamu dubulto orbītu un izplatīšanos starpzvaigžņu plazmā. Atšķirības starp izmērītajiem un paredzētajiem pienākšanas laikiem sauc par impulsu pienākšanas laiku atlikumiem.[8], [10]

Orbītas izsekošana

Pulsāra kustība orbītā maina attālumu, ko veic tā signāli. Izveidojies raksts atklāj pavadoņus, tostarp objektus, kas izstaro ļoti maz gaismas.[8]

Relativistisko efektu mērīšana

Signāliem, kas šķērso pavadoņa gravitācijas lauku, rodas papildu izplatīšanās aizkave, ko sauc par Šapiro aizkavi. Kopā ar citiem laika efektiem tā var palīdzēt noteikt zvaigžņu masu ierobežojumus.[14], [15]

Pakāpeniski sarūkošā dubultā Halsa un Teilora pulsāra PSR B1913+16 orbīta sniedza pierādījumus par gravitācijas viļņu starojumu. Ilgtermiņa mērījumi pēc atbilstošas kustības korekcijas atbilst enerģijas zudumam, ko paredz vispārīgā relativitātes teorija.[14]

Dubultais pulsārs PSR J0737−3039A/B ļauj vienā sistēmā pētīt vairākus relativistiskus efektus. 2021. gada analīzē stingri gravitācijas testi stipras pašgravitācijas ķermeņu vidē balstījās uz 16 gadu novērojumiem.[15]

Galaktikas lieluma pulksteņu masīvs

Pulsāru laika mērījumu masīvs salīdzina daudzu milisekunžu pulsāru impulsu ierašanās laiku ar augstu precizitāti. Gravitācijas viļņi, kas pārvietojas starp šīm zvaigznēm un Zemi, var radīt saistītas laika svārstības dažādās debess vietās.

2023. gadā NANOGrav ziņoja par pierādījumiem korelācijām, kas atbilst Hellingsa un Daunsa likumsakarībai , ko paredz gravitācijas viļņu fons. Likumsakarība ir atkarīga no leņķiskā attāluma starp pulsāriem un palīdz atšķirt šo fonu no savstarpēji nesaistīta trokšņa.[16]

Šie mērījumi pēta nanohercu frekvences viļņus ar ļoti gariem periodiem. Viens no galvenajiem signāla skaidrojumiem ir supermasīvu melno caurumu dubultsistēmu populācija, taču korelācijas vienas pašas nepierāda avotu. Šeit neitronu zvaigznes kalpo par pulksteņiem, kas uztver citur radītus viļņus.[16]

Vairāku veidu novērojumi palīdz noteikt slēpto dziļumu īpašību ierobežojumus

Ko atklāj rentgenstari un neitronu zvaigžņu saplūšanas?

Gaismas izliekšanās palīdz noteikt zvaigznes izmēra ierobežojumus

Spēcīga gravitācija izliek gaismu, kas atstāj neitronu zvaigznes virsmu. Karstajiem apgabaliem iegriežoties redzes laukā un izgriežoties no tā, šis izliekums maina novēroto rentgena impulsu profilu. Rakstu ietekmē zvaigznes masa, rādiuss, rotācijas ātrums, novērošanas ģeometrija un virsmas starojums.

Pētnieki izmantoja NICER novērojumus, lai pielāgotu šo profilu fizikālos modeļus un noteiktu masas un rādiusa ierobežojumus. Atmosfēras starojums, fona starojums un karsto apgabalu ģeometrija ir rūpīgi jāmodelē. Rezultāts ir secinājums ar nenoteiktību, nevis detalizēts virsmas attēls.[17]

Piemēram, masīva pulsāra PSR J0740+6620 analīzē apvieno rentgenstaru datus ar informāciju par radioimpulsu laiku. Šādi mērījumi pārbauda, vai ierosinātie stāvokļa vienādojumi pieļauj zvaigznes ar novēroto masas un izmēra kombināciju.[4]

Svarīgs notikums · 2017. gada 17. augusts

GW170817 sasaistīja gravitāciju ar gaismu

Pēc tam, kad neitronu zvaigžņu dubultsistēma spirālveidā tuvojās, gravitācijas viļņu signālam sekoja īss gamma staru uzliesmojums un optisks–infrasarkans pārejošs avots, ko dēvē par kilonovu. Vēlāk observatorijas novēroja mainīgo avotu visā elektromagnētiskajā spektrā.[18]

Kilonovas gaismu izstaroja izplešanās izsviestā viela, ko sildīja radioaktīvā sabrukšana. Neitroniem bagātajā vielā, kas izkļuva saplūšanas laikā, smagāki kodoli varēja veidoties straujās neitronu uztveršanas procesā, kas pazīstams kā r process.[19]

Turpmākā analīzē spektros tika konstatēts stroncijs - tas sniedza pierādījumus, ka ar saplūšanu saistītajā vielā ir neitronu uztveršanas produkti. Ar vienas spektrālās pazīmes atpazīšanu nepietiek, lai noteiktu visu smago elementu daudzumu.[20]

Gravitācijas viļņu signāls var palīdzēt noteikt, cik viegli zvaigznes deformējas cita citas gravitācijas ietekmē. Arī saplūšanas iznākums ir atkarīgs no to masām un stāvokļa vienādojuma: atlikums var uzreiz kolapsēt melnajā caurumā vai kādu laiku palikt par neitronu zvaigzni. GW170817 novērojumi nesniedza nepārprotamu tiešu attēlu ar galīgo atlikumu.[3], [19]

Kompakta zvaigzne var piegādāt enerģiju daudz lielākam miglājam

Kā neitronu zvaigzne ietekmē savu apkārtni?

Pulsārs, kas izmanto rotācijas enerģiju, var izstarot relatīvistisku daļiņu un elektromagnētiskās enerģijas vēju. Ja apkārtējā vide šo plūsmu aiztur, tā var uzpūst pulsāra vēja miglāju. Labi zināms piemērs ir Krabja miglājs.

Kustoties magnētiskajos laukos, augstas enerģijas daļiņas izstaro starojumu - tā rodas sinhrotronais starojums. Tās var arī palielināt zemākas enerģijas fotonu enerģiju apgrieztās Komptona izkliedes procesā. Tādējādi miglājs atklāj, kā rotējošās zvaigznes enerģija nonāk daudz lielākā telpas apgabalā.[21]

Pulsāra vēja miglājs atšķiras no izplešanās izsviestās vielas un triecienviļņa skarto gāzu, kas veido sākotnējo supernovas palieku, lai gan šie veidojumi var mijiedarboties. Tas nav īpašs posms, kas sākas tikai pēc tam, kad pulsārs pārstāj raidīt radioimpulsus. Tā attīstība ir atkarīga no vēja, apkārtējās supernovas paliekas un pulsāra kustības.[21]

Kas vēl jāsaprot?

Viela pašos dziļumos

Kokios dalelės un fāzes eksistē centrālajās daļās un kā tās nosaka spiedienu un maksimālo masu?[2], [7]

Radijo spinduliuotė

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

Kintantis sukimasis

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

Katrs novērojums ļauj pārbaudīt citu tā paša objekta aspektu. Impulsu pienākšanas laiku mērījumi ļauj sekot tā rotācijai un kustībai; spektri un impulsu profili palīdz noteikt tā starojuma parametru robežas; saplūšanas ļauj pētīt tā reakciju uz ārkārtīgi spēcīgu gravitāciju. Kopumā šie novērojumi ļauj astronomiem pētīt vielu apstākļos, kas krietni pārsniedz laboratorijā sasniedzamos.[3]

Atkārtots signāls var atklāt neparastu iekšējo uzbūvi.

Impulsi atklāj vairāk nekā tikai ritmu.

Neitronzvaigznēs saglabājas blīvā viela, kas palikusi pēc zvaigžņu kolapsa. Kad to starojums periodiski šķērso mūsu redzeslīniju, šis ritms kļūst par veidu, kā pētīt zvaigznes dziļākos slāņus, tās pavadoņus un telplaiku starp to un Zemi.

Tālāk uzziniet, kas notiek, kad magnētiskā enerģija sāk spēlēt galveno lomu, rakstā “Magnētāri: ārkārtīgi spēcīgi magnētiskie lauki”.

Avoti un papildu literatūra

Zinātniskie raksti un autoru sagatavoti apskati. Diagrammas ir shematiskas; masas, izmēra un blīvuma piemērs paredzēts ilustrācijai. Tekstā nošķirti novērojumos balstīti secinājumi no vēl ne līdz galam izprastiem zvaigznes dziļākās uzbūves fizikas aspektiem.

Burrows (2013) — Kolokvijs: skatījumi uz kodola kolapsa supernovu teorijuKodola nestabilitāte, neitronizācija, atlēciens un karstas kompaktas atliekas veidošanās.
Lattimer un Prakash (2016) — Karstas, blīvas vielas stāvokļa vienādojums un neitronzvaigznesBlīvas zvaigžņu vielas spiediens, sastāvs un stabilitāte.
Lattimer (2021) — Neitronzvaigznes un kodolvielas stāvokļa vienādojumsKā neitronzvaigžņu masa, rādiusi un novērojumi nosaka kodolvielas uzvedības robežas.
Dittmann u. c. (2024) — Precīzāks PSR J0740+6620 rādiusa mērījums, izmantojot atjauninātos NICER datusNeitronzvaigznes masas un rādiusa pētījums; tās izmērītā masa ir aptuveni divas Saules masas.
Breu un Rezzolla (2016) — Relativistisko zvaigžņu maksimālā masa, inerces moments un kompaktumsAtšķirība starp maksimālo nerotējošas zvaigznes masu un rotācijas sniegto atbalstu.
Chamel un Haensel (2008) — Neitronzvaigžņu garozas fizikaĀrējā un iekšējā garoza, neitronu noplūde, kodolmakaroni un akrēcijas ietekme.
Baym un kt. (2018) — No hadroniem līdz kvarkiem neitronu zvaigznēs: pārskatsParasta kodolviela, iespējamās vielas fāzes dziļākajos slāņos un nenoteiktība iekšējā kodolā.
Kaspi un Kramer (2016. gada preprints) — Radio pulsāri: neitronu zvaigžņu populācija un fundamentālā fizikaPulsāru populācijas, enerģijas avoti, dubultsistēmu evolūcija un precīzu impulsu pienākšanas laika mērījumu pielietojums.
Philippov un Kramer (2022) — Pulsāru magnetosfēras un to starojumsPlazma, radio un augstas enerģijas starojuma apgabali un neatrisināti pulsāru starojuma jautājumi.
Lorimer (2008) — Dubulto sistēmu pulsāri un milisekunžu pulsāriAtkārtota iegriešanās, rotācijas palēnināšanās, raksturīgie vecumi un pulsāru impulsu pienākšanas laika mērījumu interpretācija.
Kaspi un Beloborodov (2017) — MagnetāriMagnētiskā enerģija, lauka evolūcija un magnetāru saistība ar citām neitronu zvaigznēm.
Haskell un Melatos (2015) — Pulsāru rotācijas lēcienu modeļiPēkšņas rotācijas izmaiņas un modeļi, kuros ietverta leņķiskā impulsa pārnese no iekšpusē esošā superšķidruma.
Galloway un Keek (2021) — Termonukleārie rentgenstaru uzliesmojumiNestabila akrēcijas ceļā uzkrātās degvielas degšana uz neitronu zvaigžņu virsmām; preprints pirmoreiz publicēts 2017. gadā.
Weisberg un Huang (2016) — Relatīvistiskie mērījumi, pamatojoties uz dubultsistēmas pulsāra PSR B1913+16 impulsu pienākšanas laikiemOrbītas sarukšana un citi relatīvistiski mērījumi Halsa–Teilora dubultajā pulsāru sistēmā.
Kramer un kt. (2021) — Stipra lauka gravitācijas pārbaudes, izmantojot dubulto pulsāruPrecīzas relatīvistiskās gravitācijas pārbaudes, izmantojot 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 u. c. (2021) — Neitronu zvaigžņu masas un rādiusa sakarības un blīvas vielas stāvokļa vienādojuma ierobežošana, izmantojot NICER. III. Modeļa apraksts un parametru novērtēšanas programmu pārbaudeKā rentgenstaru impulsu profilu modeļi ierobežo iespējamās masas un rādiusa vērtības un kā šie modeļi tiek pārbaudīti.
Abbott u. c. (2017) — Divu neitronu zvaigžņu sistēmas saplūšanas novērojumi, izmantojot dažādus informācijas nesējusAr GW170817 saistītie gravitācijas viļņu un elektromagnētiskā starojuma novērojumi.
Metzger (2019) — KilonovasSaplūšanas laikā izmestās vielas uzkarsēšana radioaktīvās sabrukšanas rezultātā, kilonovas mainīgais spožums un saikne ar blīvu vielu.
Watson u. c. (2019) — Stroncija identificēšana divu neitronu zvaigžņu saplūšanas laikāSpektroskopiski pierādījumi par vielu, kas kilonovā GW170817 no jauna izveidojusies neitronu uztveršanas procesā.
Gaensler un Slane (2006) — Pulsāru vēja miglāju evolūcija un uzbūveRelativistiski vēji, sinhrotroniskais un apgrieztās Komptona izkliedes starojums, kā arī mainīgais miglājs ap pulsāru.
Kızıltan un Thorsett (2010) — Milisekunžu pulsāru vecums: bināro sistēmu evolūcijas un maksimālā rotācijas ātruma robežas nozīmeKāpēc raksturīgie vecumi, kas noteikti pēc rotācijas palēnināšanās, var ievērojami atšķirties no faktiskā vecuma, īpaši pēc atkārtotas iegriešanās.
Beskin un Istomin (2022) — Jauns skatījums uz pulsāru nāves līniju — II. “Nāves ieleja”Pāru veidošanās un radioemisijas robežu atkarība no modeļa.

Visi šīs nodaļas raksti

Grįžti į tinklaraštį