利用者:Nova replet laetitia/sandbox/宇宙・物理・自然科学/中性子星

en:Neutron star の 09:27, 27 June 2014‎ の版

Neutron stars contain 500,000 times the mass of the Earth in a sphere with a diameter of around 25 km (16 mi)

Video animation of two neutron stars colliding

A neutron star is a type of stellar remnant that can result from the gravitational collapse of a massive star during a Type II, Type Ib or Type Ic supernova event. Neutron stars are the densest and tiniest stars known to exist in the universe; although having only the radius of about 10 km (6 mi), they may have a mass of several times that of the Sun. Neutron stars probably appear white to the naked eye.

中性子星は、の一種で恒星の残骸から生じうる重力崩壊巨大の星の間にタイプII、Ib型や型IC 超新星イベント。中性子星は、に存在することが知られて最も高密度かつ最も小さい星です宇宙 ; 約10kmの半径のみ（6マイル）を有するが、それらは太陽の数倍の質量を有することができる。中性子星は、おそらく肉眼では白く見える。

Neutron stars are the end points of stars whose inert core's mass after nuclear burning is greater than the Chandrasekhar limit for white dwarfs, but whose mass is not great enough to overcome the neutron degeneracy pressure to become black holes. Such stars are composed almost entirely of neutrons, which are subatomic particles without net electrical charge and with slightly larger mass than protons. Neutron stars are very hot and are supported against further collapse by quantum degeneracy pressure due to the phenomenon described by the Pauli exclusion principle. This principle states that no two neutrons (or any other fermionic particles) can occupy the same place and quantum state simultaneously.

中性子星は、不活性コアの質量の後に星のエンドポイントである核燃焼よりも大きなチャンドラセカールの限界のための白色矮星が、その質量を克服するのに十分大きくない中性子の縮退圧になるためのブラックホール。このような星は、ほぼ完全に構成された中性子の正味のない素粒子であり、電荷およびよりわずかに大きな質量を持つ陽子。中性子星は非常に高温であり、で、さらに崩壊に対してサポートされている量子縮退圧によって記述現象によるパウリ排他律。どの2つの中性子（またはその他のこの原則の状態フェルミ粒子）が同じ場所と占有することはできません量子状態を同時に。

The discovery of pulsars in 1967 suggested that neutron stars exist. Born in supernova explosions, these bodies are "only" ~12-13 kilometers by radius and spin around as rapidly as 642 times a second, or approximately 38,500 revolutions per minute. In contrast, the Sun's radius is about 60,000 times that. A typical neutron star has a mass between ~1.4 and 3.2 solar masses with a surface temperature of ~6 x 10⁵ Kelvin (see Chandrasekhar limit). Neutron stars have overall densities of 3.7×10¹⁷ to 5.9×10¹⁷ kg/m³ (2.6×10¹⁴ to 4.1×10¹⁴ times the density of the Sun), which is comparable to the approximate density of an atomic nucleus of 3×10¹⁷ kg/m³. The neutron star's density varies from below 1×10⁹ kg/m³ in the crust - increasing with depth - to above 6×10¹⁷ or 8×10¹⁷ kg/m³ deeper inside (denser than an atomic nucleus). This density is approximately equivalent to the mass of a Boeing 747 compressed to the size of a small grain of sand. A normal-sized matchbox containing neutron star material would have a mass of approximately 5 billion tonnes.

の発見パルサー 1967年には、中性子星が存在することが示唆された。超新星爆発で生まれ、これらの機関は、半径によって"のみ"〜12〜13キロで、642回二ほど急速に周囲に回転し、[ 1 ]または約38500 毎分回転数。これとは対照的に、日の半径は約60,000倍である。典型的な中性子星は持ってマス〜1.4と3.2の間に太陽質量〜6×10の表面温度との5ケルビン[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]（参照チャンドラセカール限界に）。[ 5 ] [ A ]中性子星全体の持っている密度3.7 × 10 17に5.9 × 10 17 キロ/ M 3（2.6 × 10 14と4.1 × 10 14日の倍密度）、[ B ]のおおよその密度に匹敵する原子核の3 × 10 17 キロ/ M 3。[ 6 ]中性子星の密度は下から変わる1 × 10 9 キロ/メートル3地殻中-深さとともに増加する-上に6 × 10 17、または8 × 10 17 キロ/メートル3深い内部（原子核よりも密度が高い）。[ 7 ]この密度は、質量にほぼ等しいボーイング747砂の小さな粒の大きさに圧縮。中性子星物質を含む通常サイズのマッチ箱は約50億トンの質量を持っているでしょう。

In general, compact stars of less than 1.44 solar masses – the Chandrasekhar limit – are white dwarfs and a compact star weighing between that and 3 solar masses (the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit) should be a neutron star. Gravitational collapse will usually occur on any compact star between 10 and 25 solar masses and produce a black hole. Between these, hypothetical intermediate-mass stars such as quark stars and electroweak stars have been proposed, but none have been shown to exist.

一般的に、より少ない1.44太陽質量のコンパクトな星- チャンドラセカールの限界は -である白色矮星とその3太陽質量（の体重のコンパクト星トールマン·オッペンハイマー·ボルコフの制限は）中性子星である必要があります。重力崩壊は、通常発生しますいずれにも、コンパクト星 10および25太陽質量と生産の間にブラックホール。[ 8 ]これらの間を、のような仮想的な中間質量星クォーク星と電弱星が提案されてきたが、どれも存在することが示されていない。

Some neutron stars rotate very rapidly and emit beams of electromagnetic radiation as pulsars. Gamma-ray bursts may be produced from rapidly rotating, high-mass stars that collapse to form a neutron star, or from the merger of binary neutron stars. There are thought to be on the order of 10⁸ neutron stars in the galaxy, but they can only be easily detected in certain instances, such as if they are a pulsar or part of a binary system. Non-rotating and non-accreting neutron stars are virtually undetectable; however, the Hubble Space Telescope has observed one thermally radiating neutron star, called RX J185635-3754.

Neutron star collision

いくつかの中性子星は非常に急速に回転し、電磁放射のビームを放出パルサー。ガンマ線バーストは中性子星、またはバイナリ中性子星の合併を形成するための高速回転、高質量の星、その崩壊から製造することができる。そこに10のオーダーであると考えられている8それらはパルサーまたはバイナリシステムの一部である場合など、銀河における中性子つが、それらは容易に特定の例において検出することができる。非回転と中性子星が事実上検出不可能である非降着; しかし、ハッブル宇宙望遠鏡は、と呼ばれる1熱放射中性子星を観察しているRX J185635-3754。

形成

Any star with an initial main-sequence mass of around 10 solar masses or above has the potential to become a neutron star. As the star evolves away from the main sequence, subsequent nuclear burning produces an iron-rich core. When all nuclear fuel in the core has been exhausted, the core must be supported by degeneracy pressure alone. Further deposits of material from shell burning cause the core to exceed the Chandrasekhar limit. Electron degeneracy pressure is overcome and the core collapses further, sending temperatures soaring to over 5 billion Kelvin. At these temperatures, photodisintegration (the breaking up of iron nuclei into alpha particles by high- energy gamma rays) occurs. As the temperature climbs even higher, electrons and protons combine to form neutrons, releasing a flood of neutrinos. When densities reach nuclear density of 4 x 10¹⁷ kilograms per cubic meter, neutron degeneracy pressure halts the contraction. The infalling outer atmosphere of the star is flung outwards, becoming a Type II or Type Ib supernova. The remnant left is a neutron star. If it has a mass greater than about 2-3 solar masses, it collapses further to become a black hole. Other neutron stars are formed within close binaries.

上記初期主系列約10太陽質量の質量または持つ任意の星は中性子星になる可能性を秘めている。星が主系列から離れて進化するにつれて、その後の核燃焼は鉄に富むコアを生成します。コア内のすべての核燃料が枯渇したときに、コアだけでは縮退圧によってサポートされている必要があります。シェル燃焼による材料のさらなる堆積物は、コアが超えることがチャンドラセカール限界に。電子の縮退圧が克服し、コアが50億ケルビンに高騰気温を送信、さらに崩壊している。これらの温度では、光崩壊（高エネルギーガンマ線によるアルファ粒子への鉄核の破断アップ）が発生する。温度がさらに高く登るように、電子と陽子はニュートリノの洪水を解放、中性子を形成する。密度は4×10の核密度に達したときに17立方メートル当たりキログラムを、中性子の縮退圧が収縮を停止します。スターのinfalling外の雰囲気は、タイプIIまたはIb型超新星となって、外向きに投げている。左残骸は中性子星である。それは約2-3太陽質量よりも大きな質量を有する場合には、ブラックホールになるため、さらに崩壊する。他の中性子星が近いのバイナリ内に形成されている。

As the core of a massive star is compressed during a supernova, and collapses into a neutron star, it retains most of its angular momentum. Since it has only a tiny fraction of its parent's radius (and therefore its moment of inertia is sharply reduced), a neutron star is formed with very high rotation speed, and then gradually slows down. Neutron stars are known that have rotation periods from about 1.4 ms to 30 seconds. The neutron star's density also gives it very high surface gravity, up to ~ 10¹³ m/s² with typical values of a few ×10¹² m/s² (that is more than 10¹¹ times of that of Earth). One measure of such immense gravity is the fact that neutron stars have an escape velocity of around 100,000 km/s, about a third of the speed of light. Matter falling onto the surface of a neutron star would be accelerated to tremendous speed by the star's gravity. The force of impact would likely destroy the object's component atoms, rendering all its matter identical, in most respects, to the rest of the star.

大質量星のコアが中に圧縮されると、超新星、と中性子星に崩壊し、それはそのほとんどの保持角運動量を。これが親の半径の小さな画分のみを有し（従って、そのので慣性モーメントが大幅に低減して）、中性子つは、非常に高い回転速度で形成され、その後徐々に遅くされる。中性子つを30秒と約1.4ミリ秒からの回転周期を有することが知られている。中性子星の密度もそれに非常に高い与える表面重力を 10〜まで、13 M / S 2少数の典型的な値を持つ× 10 12 M / S 2（つまり、10を超える11のそれの倍の地球）。[ 5 ]このような巨大な重力の1つの尺度は、中性子星が持っているという事実である脱出速度周りの10万キロ/秒の約3分の1、光の速度を。問題中性子星の表面に落下すると、星の重力によって驚異的な速度まで加速されることになる。衝撃力は、おそらく星の残りの部分に、ほとんどの点で、そのすべての事柄が同じレンダリング、オブジェクトの構成要素の炭素原子を破壊する。

性質

Gravitational light deflection at a neutron star. Due to relativistic light deflection more than half of the surface is visible (each chequered patch here represents 30 degrees by 30 degrees). In natural units, the mass of the depicted star is 1 and its radius 4, or twice its Schwarzschild radius.

The surface of a neutron star is made of iron. In the presence of a strong magnetic field the atoms of iron polymerize. The polymers pack to form a lattice with density about ten thousand times that of terrestrial iron and strength a million times that of steel. It has excellent electrical conductivity along the direction of the magnetic field, but is a good insulator perpendicular to this direction. Immediately beneath this surface the neutron star is still solid, but its composition is changing. Larger nuclei, particularly rich in neutrons, are formed, and materials that on Earth would be radioactive are stable in this environment. With increasing depth, the density rises. When its density reaches 400 billion times that of water, the nuclei can get no larger and neutrons start ‘dripping’ out. As the density increases further, the nuclei dissolve in a sea of neutrons. The neutron fluid is a superfluid – it has no viscosity and no resistance to flow or movement. Within a few kilometres of the surface the density has reached the density of the atomic nucleus. Up to this point the properties of matter are reasonably well understood, but beyond it understanding becomes increasingly difficult. The composition of the core of the star is particularly uncertain: it may be liquid or solid; it may consist of other nuclear particles (pions, for example, or hyperons); and there may be another phase change, where quarks start ‘dripping’ out of the neutrons, forming another liquid.

中性子星の表面は鉄製である。強い磁場の存在下での鉄原子が重合する。ポリマーは、密度が地上鉄および強さの約十万回という万回鋼のを格子状に詰める。これは、磁場の方向に沿って優れた導電性を有するが、この方向に垂直な良好な絶縁体である。すぐにこの表面の下に中性子星はまだしっかりしているが、その組成が変化している。より大きな原子核、中性子が特に豊富で、形成されており、地球上の放射性になる材料が、この環境で安定している。増加深みのある、密度が高くなる。その密度を400億倍の水のことに達すると、核は大きくないと中性子が出て「ドリップ'スタートを切ることはできません。密度がさらに増加すると、原子核は中性子の海で溶解する。中性子流体がある超流動 -それは持っていない粘度と流量や動きに抵抗なし。面の数キロ内の密度は原子核の密度に達している。ここまでは問題の性質は、合理的によく理解されているが、それを超えて理解することがますます困難になる。スターのコアの組成は特に不確かである：それは液体または固体であってもよい; それは、他の核粒子（からなることができるパイオン、例えば、またはハイペロン）; とクォークは中性子のうち「垂れ」を起動し、別の位相変化、他の液体を形成することがあるかもしれません。

A neutron star has a mass comparable to that of the Sun, but as it is only about 10 km (6 mi) in radius, it has an average density 1 quadrillion times that of water. Such a large mass in such a small volume produces an intense gravitational force: objects weigh 100 billion times more on the surface of a neutron star than on the surface of the Earth. The intense gravitational field affects light and other electromagnetic radiation emitted by the star, producing significant redshift (z approximately equal to 0.2). The strong gravitational attraction allows neutron stars to spin rapidly (hundreds of revolutions per second) without disintegrating. Such spin rates are expected if the core of the original star collapses without loss of angular momentum - if the original star has a magnetic field, then this too may be conserved and concentrated in the collapse to a neutron star. Pulsars, gamma-ray burst sources, and the neutron stars in some X-ray binaries are believed to have magnetic fields with a strength of about 100 million teslas (roughly a trillion times the strength of the Earth's magnetic field).

中性子星は太陽と同程度の質量を持っていますが、それは半径わずか約10キロ（6マイル）であるとして、それは平均的な密度を1持っ兆水の倍にする。このような少量のような大規模な質量が激しい作り出す重力を：オブジェクトは、地球の表面より中性子星の表面には100億倍の重さ。強烈な重力場はかなりの赤方偏移（0.2にほぼ等しいz）を生成する、スターによって放出された光や他の電磁放射に影響を与えます。強い重力は中性子星が崩壊せずに急速に（1秒あたりの回転数百の）スピンすることができます。原稿つのコアは、角運動量の損失なしに崩壊する場合、このようなスピン速度が期待されている-元のスターは、磁場がある場合、これはあまりにも中性子星に保存され、崩壊で濃縮してもよい。パルサー、ガンマ線バースト源、およびいくつかのX線での中性子星バイナリは約億テスラ（の約兆倍強の強さに磁場があると考えられている地球の磁場を）。

The gravitational field at the star's surface is about 2×10¹¹ times stronger than on Earth. Such a strong gravitational field acts as a gravitational lens and bends the radiation emitted by the star such that parts of the normally invisible rear surface become visible. If the radius of the neutron star is $3GM/c^{2}$ or less, then the photons may be trapped in an orbit, thus making the whole surface of that neutron star visible, along with destabilizing orbits at that and less than that of the radius. A fraction of the mass of a star that collapses to form a neutron star is released in the supernova explosion from which it forms (from the law of mass-energy equivalence, E = mc²). The energy comes from the gravitational binding energy of a neutron star.

星の表面での重力場は約2である× 10 11地球上よりも倍強い。このような強い重力場が働く重力レンズとは、通常は見えない裏面の一部が見えてくるような星によって放出される放射線を曲げる。[ 9 ]中性子星の半径がある場合は3GM / C ^ 2以下、その光子がされ閉じ込められた軌道上で、このように不安定化することで、軌道半径よりも小さいとともに、その中性子星の表面全体が見えるように。中性子星を形成するために崩壊し、星の質量の割合は、（質量エネルギーの等価性の法則から、それが形成するから超新星爆発で放出され、E = MC 2）。エネルギーはから来る重力結合エネルギー中性子星の。

Neutron star relativistic equations of state provided by Jim Lattimer include a graph of radius vs. mass for various models. The most likely radii for a given neutron star mass are bracketed by models AP4 (smallest radius) and MS2 (largest radius). BE is the ratio of gravitational binding energy mass equivalent to observed neutron star gravitational mass of "M" kilograms with radius "R" meters,

ジム·Lattimerが提供する状態の中性子星相対論的方程式は、様々なモデルのための質量対半径のグラフが含まれています。[ 10 ]与えられた中性子星の質量のための最も可能性の高い半径はモデルのAP4（最小半径）とMS2（最大半径）で囲まれている。BE半径「M」キロの観測された中性子星の重力質量と重力結合エネルギー量に相当の比率「R」メートル、である[ 11 ]

$BE={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}$      $\beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}$

Given current values

$G=6.6742\times 10^{-11}\,m^{3}kg^{-1}sec^{-2}$

$c^{2}=8.98755\times 10^{16}\,m^{2}sec^{-2}$

$M_{solar}=1.98844\times 10^{30}\,kg$

and star masses "M" commonly reported as multiples of one solar mass,

一般的に1太陽質量の倍数として報告され、星の質量は「M」、

$M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}$

then the relativistic fractional binding energy of a neutron star is

その後、中性子星の相対論分数の結合エネルギーである

$BE={\frac {885.975\,M_{x}}{R-738.313\,M_{x}}}$

A two-solar-mass neutron star would not be more compact than 10,970 meters radius (AP4 model). Its mass fraction gravitational binding energy would then be 0.187, −18.7% (exothermic). This is not near 0.6/2 = 0.3, −30%.

2 - 太陽質量中性子星は、10970メートルの半径（AP4モデル）よりもコンパクトではないでしょう。その質量分重力結合エネルギーは-18.7％（発熱）、0.187になります。これは0.6 / 2の近くではない= 0.3、-30％。

A neutron star is so dense that one teaspoon (5 milliliters) of its material would have a mass over 5.5×10¹² kg (that is 1100 tonnes per 1 nanolitre), about 900 times the mass of the Great Pyramid of Giza. Hence, the gravitational force of a typical neutron star is such that if an object were to fall from a height of one meter, it would only take one microsecond to hit the surface of the neutron star, and would do so at around 2000 kilometers per second, or 7.2 million kilometers per hour.

中性子星は、1ティースプーン（5ほど緻密であるミリリットル、その材料のは）上の質量なければならない5.5 × 10 12 キロ（つまり1100でトン当たり1 ナノリットル）の約900倍の質量ギザの大ピラミッドを。[ C ]したがって、典型的な中性子星の重力は、オブジェクトが1メートルの高さから落下した場合、それだけで1取るようなものであるマイクロ秒中性子星の表面に衝突し、周りの2000キロでそうするだろう毎秒、時速720万キロ。[ 13 ]

The temperature inside a newly formed neutron star is from around 10¹¹ to 10¹² kelvin. However, the huge number of neutrinos it emits carry away so much energy that the temperature falls within a few years to around 10⁶ kelvin. Even at 1 million kelvin, most of the light generated by a neutron star is in X-rays. In visible light, neutron stars probably radiate approximately the same energy in all parts of visible spectrum, and therefore appear white.

新たに形成された中性子星内部の温度が周囲からである10 11の10 12 ケルビン。[ 7 ]しかし、膨大な数のニュートリノそれが放射するが、温度が周りに数年内に収まる離れてそんなにエネルギー運ぶ10 6ケルビン。[ 7 ]であっても100万ケルビンで、中性子スターによって生成される光の大部分はであるX線。可視光では、中性子星は、おそらく、可視スペクトルのすべての部分でほぼ同じエネルギーを放射するため、白く見える。

The pressure increases from 3×10³³ to 1.6×10³⁵ Pa from the inner crust to the center.

3×10からの圧力が上昇し33 10×1.6 35中心までのインナー地殻からPaの。[ 14 ]

The equation of state for a neutron star is still not known. It is assumed that it differs significantly from that of a white dwarf, whose EOS is that of a degenerate gas which can be described in close agreement with special relativity. However, with a neutron star the increased effects of general relativity can no longer be ignored. Several EOS have been proposed (FPS, UU, APR, L, SLy, and others) and current research is still attempting to constrain the theories to make predictions of neutron star matter. This means that the relation between density and mass is not fully known, and this causes uncertainties in radius estimates. For example, a 1.5 solar mass neutron star could have a radius of 10.7, 11.1, 12.1 or 15.1 kilometres (for EOS FPS, UU, APR or L respectively).

状態方程式中性子星のためには、まだ知られていない。それはのそれとは大きく異なっているとする白色矮星が、EOSのものであり、縮退ガスとほぼ一致で記述することができる特殊相対性理論が。しかし、中性子星と一般相対性理論の増加効果が無視できなくなる。いくつかのEOSは（FPS、UU、4月、Lスライなど）を提案され、現在の研究は、まだ中性子星物質の予測を行うための理論を制約しようとしている。[ 5 ] [ 15 ]このことは密度との関係および質量は完全に知られており、これは半径の推定値の不確実性の原因とされない。例えば、1.5太陽質量の中性子星は、（EOS FPS、UU、4月またはLのそれぞれについて）10.7、11.1、12.1または15.1キロの半径を持つことができます。[ 15 ]

構造

Cross-section of neutron star. Densities are in terms of ρ₀ the saturation nuclear matter density, where nucleons begin to touch.

Current understanding of the structure of neutron stars is defined by existing mathematical models, but it might be possible to infer through studies of neutron-star oscillations. Similar to asteroseismology for ordinary stars, the inner structure might be derived by analyzing observed frequency spectra of stellar oscillations.

中性子星の構造の現在の理解は、既存の数学的モデルによって定義されているが、それはの調査によって推論することが可能かもしれない中性子つ星の振動。に似asteroseismology普通の星のための、内部構造が観察分析することによって導出される可能性があり、周波数スペクトル恒星振動のを。[ 5 ]

On the basis of current models, the matter at the surface of a neutron star is composed of ordinary atomic nuclei crushed into a solid lattice with a sea of electrons flowing through the gaps between them. It is possible that the nuclei at the surface are iron, due to iron's high binding energy per nucleon. It is also possible that heavy element cores, such as iron, simply sink beneath the surface, leaving only light nuclei like helium and hydrogen cores. If the surface temperature exceeds 10⁶ kelvin (as in the case of a young pulsar), the surface should be fluid instead of the solid phase observed in cooler neutron stars (temperature <10⁶ kelvin).

現行モデルに基づいて、中性子星の表面での問題は、通常で構成されている原子核の海と固体の格子状に粉砕された電子、それらの間の隙間を通って流れる。これは、表面での核がある可能性がある鉄、鉄のハイレベルに、結合エネルギー核子あたりの。[ 16 ]これは、鉄などの重元素コアは、単純に似た光のみの核を残し、表面の下に沈むことも可能であるヘリウムと水素コア。[ 16 ]表面温度が10超えると6（ヤング例のように、ケルビンパルサー）、表面ではなくクーラー中性子星（温度<10で観察された固相の流体であるべきである6ケルビン）。[ 16 ]

The "atmosphere" of the star is hypothesized to be at most several micrometers thick, and its dynamic is fully controlled by the star's magnetic field. Below the atmosphere one encounters a solid "crust". This crust is extremely hard and very smooth (with maximum surface irregularities of ~5 mm), because of the extreme gravitational field.

スターの「雰囲気」は、せいぜい数マイクロメートルの厚さであると仮定され、その動的に完全つの磁場によって制御される。雰囲気の下1は固体」クラスト」を検出した。このクラストが原因極端な重力場のため、非常に硬く、（〜5ミリメートルの最大表面凹凸）非常に滑らかである。[ 17 ]

Proceeding inward, one encounters nuclei with ever increasing numbers of neutrons; such nuclei would decay quickly on Earth, but are kept stable by tremendous pressures. As this process continues at increasing depths, neutron drip becomes overwhelming, and the concentration of free neutrons increases rapidly. In this region, there are nuclei, free electrons, and free neutrons. The nuclei become increasingly small (gravity and pressure overwhelming the strong force) until the core is reached, by definition the point where they disappear altogether.

内側へ進むと、人はこれまで中性子の数の増加に伴って核に遭遇する; このような核は、地球上で急速に崩壊するだろうが、非常に大きな圧力によって安定に保たれています。このプロセスは深度の向上を続けており、中性子ドリップが圧倒的になり、自由な中性子の濃度が急激に上昇する。この領域では、核、自由電子と自由中性子が存在する。核は（圧倒的な重力と圧力がますます小さくなって強い力をコアは定義上、彼らは完全に消えて点に到達するまでの）。

The composition of the superdense matter in the core remains uncertain. One model describes the core as superfluid neutron-degenerate matter (mostly neutrons, with some protons and electrons). More exotic forms of matter are possible, including degenerate strange matter (containing strange quarks in addition to up and down quarks), matter containing high-energy pions and kaons in addition to neutrons, or ultra-dense quark-degenerate matter.

コア中の超高密度物質の組成は不明である。1つのモデルは、コアを記述する超流動 中性子縮退物質（一部の陽子と電子との主に中性子）。物質のより多くのエキゾチックなフォームは、縮退を含め、可能な奇妙な関係（含む奇妙なクォークのに加えて、最大とダウンクォークの問題高エネルギーを含む）、パイ中間子とK中間子を、中性子のほかに、[ 5 ]や、超高密度クォーク縮退問題。

発見の歴史

The first direct observation of a neutron star in visible light. The neutron star is RX J185635-3754.

In 1934, Walter Baade and Fritz Zwicky proposed the existence of the neutron star, only a year after the discovery of the neutron by Sir James Chadwick. In seeking an explanation for the origin of a supernova, they tentatively proposed that in supernova explosions ordinary stars are turned into stars that consist of extremely closely packed neutrons that they called neutron stars. Baade and Zwicky correctly proposed at that time that the release of the gravitational binding energy of the neutron stars powers the supernova: "In the supernova process, mass in bulk is annihilated". Neutron stars were thought to be too faint to be detectable and little work was done on them until November 1967, when Franco Pacini (1939–2012) pointed out that if the neutron stars were spinning and had large magnetic fields, then electromagnetic waves would be emitted. Unbeknown to him, radio astronomer Antony Hewish and his research assistant Jocelyn Bell at Cambridge were shortly to detect radio pulses from stars that are now believed to be highly magnetized, rapidly spinning neutron stars, known as pulsars.

1934年、ウォルター·バーデとフリッツツウィッキーは、中性子星の存在を提案した[ 18 ] [ D ]だけ年後の中性子の発見卿によってジェームズ·チャドウィック。[ 21 ]の起源についての説明を求めるには超新星が、彼らは暫定的に超新星爆発で普通の星が、彼 ​​らが中性子星と呼ばれる非常に密に充填された中性子で構成されて星になっていることを提案した。「超新星プロセスでは、バルク中の質量が消滅する」：バーデとツウィッキーが正しく中性子星パワーの重力結合エネルギー超新星の放出がその時に提案した。中性子星は、検出し、ほとんどの作業は1967年11月まで、彼らに行われたことがないほどかすかであると考えられていたフランコ·パチーニ（1939年から2012年）は、中性子星が回転し、大きな磁場を有していた場合、電磁波があろうと指摘した放出された。彼に気付かれず、電波天文学者アントニーヒューイッシュとケンブリッジでの彼の研究助手ジョスリン·ベルは、急速にパルサーとして知られている中性子星を、紡績、今非常に磁化されると考えられている星からの電波のパルスを検出するために、すぐにあった。

In 1965, Antony Hewish and Samuel Okoye discovered "an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula". This source turned out to be the Crab Nebula neutron star that resulted from the great supernova of 1054.

1965年には、アントニーヒューイッシュとサミュエルOkoyeは」の高いラジオ輝度温度の異常なソース発見かに星雲を」。[ 22 ]このソースはであることが判明かに星雲の中性子星偉大起因1054の超新星。

In 1967, Iosif Shklovsky examined the X-ray and optical observations of Scorpius X-1 and correctly concluded that the radiation comes from a neutron star at the stage of accretion.

1967年には、ヨシフShklovskyは X線との光学観測について検討さそり座X-1を、正しく放射線が段階で中性子星から来ていると結論付けた降着。[ 23 ]

In 1967, Jocelyn Bell and Antony Hewish discovered regular radio pulses from CP 1919. This pulsar was later interpreted as an isolated, rotating neutron star. The energy source of the pulsar is the rotational energy of the neutron star. The majority of known neutron stars (about 2000, as of 2010) have been discovered as pulsars, emitting regular radio pulses.

1967年には、ジョスリン·ベルとアントニーヒューイッシュはから定期的に電波パルスを発見し、CP 1919。このパルサーは、後に絶縁と解釈された、中性子星の回転。パルサーのエネルギー源は、中性子星の回転エネルギーである。（2010年の約2000、）既知の中性子星の大半は、通常の電波パルスを発する、パルサーとして発見されました。

In 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier, and H. Tananbaum discovered 4.8 second pulsations in an X-ray source in the constellation Centaurus, Cen X-3. They interpreted this as resulting from a rotating hot neutron star. The energy source is gravitational and results from a rain of gas falling onto the surface of the neutron star from a companion star or the interstellar medium.

1971年、リカルドジャコーニ、ハーバート·グルスキー、エド·ケロッグ、R·レヴィンソン、E.シュライアー、およびH. TananbaumはX線源で4.8秒脈動を発見星座 ケンタウルス、岑X-3 。彼らは回転熱い中性子星から生じるとしてこれを解釈した。エネルギー源は重力であるとの結果ガスの雨が落ちるの表面に中性子星から伴星や星間物質。

In 1974, Antony Hewish was awarded the Nobel Prize in Physics "for his decisive role in the discovery of pulsars" without Jocelyn Bell who shared in the discovery.

1974年には、アントニーヒューイッシュを授与されたノーベル物理学賞をすることなく、「パルサーの発見の彼の決定的な役割は、「ジョスリン·ベル発見を共有した。

In 1974, Joseph Taylor and Russell Hulse discovered the first binary pulsar, PSR B1913+16, which consists of two neutron stars (one seen as a pulsar) orbiting around their center of mass. Einstein's general theory of relativity predicts that massive objects in short binary orbits should emit gravitational waves, and thus that their orbit should decay with time. This was indeed observed, precisely as general relativity predicts, and in 1993, Taylor and Hulse were awarded the Nobel Prize in Physics for this discovery.

1974年に、ジョセフ·テイラーとラッセル·ハルスは、第1の2値パルサー、発見PSR B1913 +16 2中性子星（パルサーと見られ1）質量それらの中心を周回で構成され、。アインシュタインの「一般理論相対性理論は、その大規模なオブジェクトを予測する短いバイナリ軌道は出すべきで重力波を、その軌道が時間とともに減衰する必要があることをこのようにして。これは確かに一般相対性理論が予測して正確にように、観察され、1993年に、テイラーとハルスは、授与されたノーベル物理学賞を、この発見のために。

In 1982, Don Backer and colleagues discovered the first millisecond pulsar, PSR B1937+21. This objects spins 642 times per second, a value that placed fundamental constraints on the mass and radius of neutron stars. Many millisecond pulsars were later discovered, but PSR B1937+12 remained the fastest-spinning known pulsar for 24 years, until PSR J1748-2446ad was discovered.

1982年、ドン·バッカーらは最初に発見され、ミリ秒パルサー、PSR B1937 +21を。このオブジェクトは、毎秒642回、中性子星の質量と半径上の基本的な制約を置いた値を回転させる。多くのミリ秒パルサーは後に発見されたが、PSR B1937 +12までは、24年間で最も急速に回転して知られているパルサーであり続けたPSR J1748-2446adが発見されました。

In 2003, Marta Burgay and colleagues discovered the first double neutron star system where both components are detectable as pulsars, PSR J0737-3039. The discovery of this system allows a total of 5 different tests of general relativity, some of these with unprecedented precision.

2003年には、マルタBurgayらは、両方のコンポーネントがパルサー、として検出可能である最初の二重中性子星系を発見し、PSR J0737-3039を。このシステムの発見は、一般相対性理論の5つの異なるテスト、これまでにない精度でこれらのいくつかの合計を可能にします。

In 2010, Paul Demorest and colleagues measured the mass of the millisecond pulsar PSR J1614–2230 to be 1.97±0.04 solar masses, using Shapiro delay. This was substantially higher than any previously measured neutron star mass (1.67 solar masses, see PSR J1903+0327), and places strong constraints on the interior composition of neutron stars.

2010年には、ポール·デモレストらは、質量を測定し、ミリ秒パルサー PSR J1614-2230 1.97±0.04ようにする太陽質量使用して、シャピロ遅延を。[ 24 ]これは、以前に測定された中性子星の質量（1.67太陽質量よりも実質的に高かった、参照してください。PSR J1903 0327）と、中性子星の内部組成に強い制約を課す。

In 2013, John Antoniadis and colleagues measured the mass of PSR J0348+0432 to be 2.01±0.04 solar masses, using white dwarf spectroscopy. This confirmed the existence of such massive stars using a different method. Furthermore, this allowed, for the first time, a test of general relativity using such a massive neutron star.

2013年に、ジョン·アントニアディスらは、質量を測定したPSR J0348 0432を 2.01±0.04であることが太陽質量使用して、白色矮星分光法を。[ 25 ]これは、異なる方法を用いて、このような大質量星が存在することを確認した。さらに、これは試験、初めて、許可された一般相対性理論などの大規模な中性子星を使用。

自転

Neutron stars rotate extremely rapidly after their creation due to the conservation of angular momentum; like spinning ice skaters pulling in their arms, the slow rotation of the original star's core speeds up as it shrinks. A newborn neutron star can rotate several times a second; sometimes, the neutron star absorbs orbiting matter from a companion star, increasing the rotation to several hundred times per second, reshaping the neutron star into an oblate spheroid.

中性子星は、角運動量の保存のために、作成した後、非常に急速に回転させる。それが収縮するように彼らの腕の中で引っ張っアイススケート紡績のように、元のスターのコアのゆっくりとした回転が高速化します。新生児中性子星の数倍をもう一度を回転させることができます。時々 、中性子星は、回転を上げる、伴星から物質を周回吸収し、毎秒数百回に中性子星を再形成、偏球。

Over time, neutron stars slow down (spin down) because their rotating magnetic fields radiate energy; older neutron stars may take several seconds for each revolution.

時間が経つにつれて、中性子星は、（スローダウンスピンダウン、その回転磁界がエネルギーを放射するため）; 古い中性子星は、各回転のために数秒かかる場合があります。

The rate at which a neutron star slows its rotation is usually constant and very small: the observed rates of decline are between 10⁻¹⁰ and 10⁻²¹ seconds for each rotation. Therefore, for a typical slow down rate of 10⁻¹⁵ seconds per rotation, a neutron star now rotating in 1 second will rotate in 1.000003 seconds after a century, or 1.03 seconds after 1 million years.

中性子星は、その回転を遅くする速度は、通常は一定であり、非常に小さい：衰退の観察率は、10の間にある-10と10 -21回転毎秒。そのため、10の典型的なスローダウンレートを-15回転あたり秒、今や1秒間に回転する中性子星は世紀以降1.000003秒で回転、1.03秒〜1万年後になります。

NASA artist's conception of a "starquake", or "stellar quake".

Sometimes a neutron star will spin up or undergo a glitch, a sudden small increase of its rotation speed. Glitches are thought to be the effect of a starquake — as the rotation of the star slows down, the shape becomes more spherical. Due to the stiffness of the "neutron" crust, this happens as discrete events when the crust ruptures, similar to tectonic earthquakes. After the starquake, the star will have a smaller equatorial radius, and since angular momentum is conserved, rotational speed increases. Recent work, however, suggests that a starquake would not release sufficient energy for a neutron star glitch; it has been suggested that glitches may instead be caused by transitions of vortices in the superfluid core of the star from one metastable energy state to a lower one.

」というNASAのアーティストの概念星震」、または「恒星の地震」。 時々 、中性子星はなりスピンアップまたは受けるグリッチを、その回転数の急激な増加がわずか。グリッチはの影響であると考えられている星震 -星の回転が遅くなるように、形状がより球状になる。ときクラストが破裂によるもの"中性子"地殻の剛性には、これは地殻地震と同様、個別のイベントとして発生します。星震後、小さな星が赤 ​​道半径を持ち、角運動量が保存されるため、回転速度が上昇する。最近の研究は、しかし、星震が中性子星のグリッチのために十分なエネルギーを放出しないことを示唆している。それはグリッチが低い代わりに一対一準安定エネルギー状態からつの超コア内に渦の遷移によって引き起こされることが示唆されている。[ 26 ]

Neutron stars have been observed to "pulse" radio and x-ray emissions believed to be caused by particle acceleration near the magnetic poles, which need not be aligned with the rotation axis of the star. Through mechanisms not yet entirely understood, these particles produce coherent beams of radio emission. External viewers see these beams as pulses of radiation whenever the magnetic pole sweeps past the line of sight. The pulses come at the same rate as the rotation of the neutron star, and thus, appear periodic. Neutron stars which emit such pulses are called pulsars.

中性子つは、近粒子加速によって引き起こされると考え無線およびX線放出「パルス」が観察された磁極つの回転軸と一致する必要はない。まだ完全に理解されていないメカニズムを介して、これらの粒子は、電波放射のコヒーレントビームを生成する。磁極が視線を過ぎてスイープするたびに外部の視聴者は、放射線のパルスとして、これらのビームを参照してください。パルスは、中性子星の回転と同じ速度で来て、このようにして、定期的に表示されます。このようなパルスを発する中性子星が呼び出されパルサー。

The most rapidly rotating neutron star currently known, PSR J1748-2446ad, rotates at 716 rotations per second. A recent paper reported the detection of an X-ray burst oscillation (an indirect measure of spin) at 1122 Hz from the neutron star XTE J1739-285. However, at present, this signal has only been seen once, and should be regarded as tentative until confirmed in another burst from this star.

現在知られている最も高速回転する中性子星、PSR J1748-2446adは、毎秒716回転で回転する。[ 27 ]最近の論文は、中性子から1122 HzでのX線バースト振動の検出（スピンの間接的測定）で報告スターXTE J1739-285。[ 28 ]しかし、現時点では、この信号は、一度だけ見られているが、この星から別のバーストが確認されるまで、暫定的とみなされるべきである。

種族と距離

At present, there are about 2000 known neutron stars in the Milky Way and the Magellanic Clouds, the majority of which have been detected as radio pulsars. Neutron stars are most concentrated along the disk of the Milky Way although the spread perpendicular to the disk is large because the supernova explosion process can impart high speeds (400 km/s) to the newly created neutron star.

現在、約2000の既知の中性子星がある天の川やマゼラン雲、電波として検出された大多数のパルサーは。ため、ディスクに垂直な広がりが大きいが中性子星は、ほとんどの天の川の円盤に沿って集中している超新星爆発のプロセスが新たに作成された中性子星に高速（400キロ/ s）を付与することができる。

Some of the closest neutron stars are RX J1856.5-3754 about 400 light years away and PSR J0108-1431 at about 424 light years. Another nearby neutron star that was detected transiting the backdrop of the constellation Ursa Minor has been catalogued as 1RXS J141256.0+792204. This rapidly moving object, nicknamed "Calvera" by its Canadian and American discoverers, was discovered using the ROSAT/Bright Source Catalog. Initial measurements placed its distance from Earth at 200 to 1,000 light years away, with later claims at about 450 light-years.

最も近い中性子星のいくつかは、RX J1856.5-3754約400 光年離れてPSR J0108-1431約424光年で。[ 29 ]星座こぐま座の背景を通過する検出された周辺にあるその他の中性子星がカタログされているとして1RXS J141256.0 792204。そのカナダとアメリカの発見者によって「Calvera」の愛称で親しまこの急速に動いている物体は、使用して発見されたROSAT /ブライトソース·カタログを。最初の測定値は、約450光年で、後の請求で、離れて200〜1,000光年で、地球からの距離を置いた。

中性子星の連星

About 5% of all known neutron stars are members of a binary system. The formation and evolution scenario of binary neutron stars is a rather exotic and complicated process. The companion stars may be either ordinary stars, white dwarfs or other neutron stars. According to modern theories of binary evolution it is expected that neutron stars also exist in binary systems with black hole companions. Such binaries are expected to be prime sources for emitting gravitational waves. Neutron stars in binary systems often emit X-rays which is caused by the heating of material (gas) accreted from the companion star. Material from the outer layers of a (bloated) companion star is sucked towards the neutron star as a result of its very strong gravitational field. As a result of this process binary neutron stars may also coalesce into black holes if the accretion of mass takes place under extreme conditions. It has been proposed that coalescence of binaries consisting of two neutron stars may be responsible for producing short gamma-ray bursts. Such events may also be responsible for creating all chemical elements beyond iron, as opposed to the supernova nucleosynthesis theory.

すべての既知の中性子星の約5％はのメンバーである二成分系。バイナリ中性子星の形成と進化のシナリオはかなりエキゾチックで複雑 ​​なプロセスである。[ 30 ]コンパニオン星は通常のいずれであってもよく星、白色矮星や他の中性子星。バイナリ進化の現代の理論によると、それは中性子星にもバイナリのシステムに存在することを期待されているブラックホールの仲間。このようなバイナリは、発光のための主な情報源であると予想される重力波を。バイナリシステムでの中性子星はしばしば発するX線材料の加熱（ガス）によって引き起こされる増額伴星からの。（肥大化）伴星の外側の層からの材料は、その非常に強力な重力場の結果、中性子星の方に吸引される。このプロセスの結果として、バイナリ中性子星も合体もブラックホールの質量降着は、極端な条件の下で行われる場合。[ 31 ]これは、2中性子星からなるバイナリの融合を提案してきたことは生産を担当することができる短いガンマ-線バースト。このようなイベントは、すべての作成 ​​を担当することができる化学元素を超えた鉄を、[ 32 ]とは対照的に、超新星元素合成の理論。

中性子星の分類

• Neutron star
  • Protoneutron star (PNS), theorized.
  • Radio-quiet neutron stars
  • Radio loud neutron star
    • Single pulsars–general term for neutron stars that emit directed pulses of radiation towards us at regular intervals (due to their strong magnetic fields).
      • Rotation-powered pulsar ("radio pulsar")
        • Magnetar–a neutron star with an extremely strong magnetic field (1000 times more than a regular neutron star), and long rotation periods (5 to 12 seconds).
          • Soft gamma repeater (SGR)
          • Anomalous X-ray pulsar (AXP)
    • Binary pulsars
      • Low-mass X-ray binaries (LMXB)
      • Intermediate-mass X-ray binaries (IMXB)
      • High-mass X-ray binaries (HMXB)
      • Accretion-powered pulsar ("X-ray pulsar")
        • X-ray burster–a neutron star with a low mass binary companion from which matter is accreted resulting in irregular bursts of energy from the surface of the neutron star.
        • Millisecond pulsar (MSP) ("recycled pulsar")
          • Sub-millisecond pulsar
  • Exotic star
    • Quark star–currently a hypothetical type of neutron star composed of quark matter, or strange matter. As of 2008, there are three candidates.
    • Electroweak star–currently a hypothetical type of extremely heavy neutron star, in which the quarks are converted to leptons through the electroweak force, but the gravitational collapse of the star is prevented by radiation pressure. As of 2010, there is no evidence for their existence.
    • Preon star–currently a hypothetical type of neutron star composed of preon matter. As of 2008, there is no evidence for the existence of preons.

中性子星 原始中性子星（PNS）、理論化。[ 33 ] 無線静かな中性子星 ラジオ大声中性子星 シングルパルサー（それらの強力な磁場に）定期的に私たちの方に放射線の監督のパルスを放射中性子星のため、一般的な用語。 回転駆動パルサー （「ラジオ·パルサー」） マグネター極端に強い磁界（通常の中性子星よりも1000倍以上）、および長伐期（5〜12秒）を持つ中性子星。 ソフトガンマリピーター（SGR） 異常X線パルサー（AXP） バイナリーパルサー 低質量X線連（LMXB） 中間質量X線連（IMXB） 高質量X線連（HMXB） 降着駆動パルサー （「X線パルサー」） X線バースター -物質が中性子星の表面からのエネルギーの不規則なバーストで生じた増額された低質量バイナリ仲間と中性子星。 ミリ秒パルサー（MSP）（「リサイクルパルサー」） サブミリ秒パルサー[ 34 ] エキゾチックな星 クォークスター、現在で構成される中性子星の仮想的なタイプのクォーク物質、または奇妙な問題。2008年の時点で、3候補があります。 電弱スター -現在クォークが電弱力によりレプトンに変換されますが、星の重力崩壊して放射圧によって防止された非常に重い中性子星の仮想的なタイプ、。2010年、彼らの存在のための証拠はない。 Preonスター -現在から構成される中性子星の仮想的なタイプpreon事項。2008年の時点で、が存在する証拠はないpreonsは。

巨大中性子星

A neutron star has some of the properties of an atomic nucleus, including density (within an order of magnitude) and being composed of nucleons. In popular scientific writing, neutron stars are therefore sometimes described as giant nuclei. However, in other respects, neutron stars and atomic nuclei are quite different. In particular, a nucleus is held together by the strong interaction, whereas a neutron star is held together by gravity, and thus the density and structure of neutron stars is more variable. It is generally more useful to consider such objects as stars.

中性子星は、のいくつかの特性がある原子核（一桁以内）の密度を含めて、とから構成されている核子。人気の科学的な書面で、中性子星は、したがって、時には巨大な核として記載されている。しかし、その他の点では、中性子星や原子核はまったく異なります。具体的には、核はによって一緒に保持されている強い相互作用中性子星はによって一緒に保持されているのに対し、重力ため、中性子星の密度及び構造は、より可変である。それは、このようなオブジェクトを検討する方が便利である星。

知られている中性子星の例

• PSR J0108-1431 – closest neutron star
• LGM-1 – the first recognized radio-pulsar
• PSR B1257+12 – the first neutron star discovered with planets (a millisecond pulsar)
• SWIFT J1756.9-2508 – a millisecond pulsar with a stellar-type companion with planetary range mass (below brown dwarf)
• PSR B1509-58 source of the "Hand of God" photo shot by the Chandra X-ray Observatory.

PSR J0108-1431 -最も近い中性子星 LGM-1 -最初に認識電波パルサー PSR B1257 +12 -惑星を発見した最初の中性子星（ミリ秒パルサー） SWIFT J1756.9-2508 - （褐色矮星下）惑星レンジ質量を持つ恒星系コンパニオンとミリ秒パルサー PSR B1509-58で撮影した「神の手」の写真のソースチャンドラX線天文台。

下記も参照

• Magnetar
• Millisecond pulsar
• Neutron
• Neutronium, Neutron-degenerate matter
• Preon matter, Preon-degenerate matter
• Pulsar
• Pulsar in Triple Stellar System
• Quark matter, Quark-degenerate matter
• Radio quiet neutron stars
• Rotating radio transients
• The Magnificent Seven (neutron stars)

参照

• “ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS”. scienceweek.com. 2004年8月6日閲覧。
• Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit (2000). Compact Stars (2nd ed.) 
• Kaaret; Prieskorn; in 't Zand; Brandt; Lund; Mereghetti; Gotz; Kuulkers et al. (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. 

外部リンク

• Introduction to neutron stars
• Neutron Stars for Undergraduates and its Errata
• NASA on pulsars
• "NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake". SpaceDaily.com. April 26, 2006
• "Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars". New Scientist.
• "Massive neutron star rules out exotic matter". New Scientist. According to a new analysis, exotic states of matter such as free quarks or BECs do not arise inside neutron stars.
• "Neutron star clocked at mind-boggling velocity". New Scientist. A neutron star has been clocked traveling at more than 1500 kilometers per second.