Pulsars en neutronensterren. Wat is een neutronenster

Ze werden begin jaren dertig voorspeld. XX eeuw Sovjet-natuurkundige L. D. Landau, astronomen W. Baade en F. Zwicky. In 1967 werden pulsars ontdekt, die in 1977 uiteindelijk werden geïdentificeerd met neutronensterren.

Neutronensterren worden gevormd als gevolg van een supernova-explosie in de laatste fase van de evolutie van een ster met een hoge massa.

Als de massa van het supernova-overblijfsel (dat wil zeggen, wat overblijft nadat de granaat is uitgeworpen) groter is dan 1,4 M☉ , maar minder dan 2,5 M☉, waarna de compressie na de explosie doorgaat totdat de dichtheid nucleaire waarden bereikt. Dit zal ertoe leiden dat elektronen in de kernen worden "gedrukt" en dat er een substantie zal worden gevormd die alleen uit neutronen bestaat. Er verschijnt een neutronenster.

De stralen van neutronensterren nemen, net als de stralen van witte dwergen, af met toenemende massa. Een neutronenster met een massa van 1,4 dus M☉ (de minimale massa van een neutronenster) heeft een straal van 100-200 km, en met een massa van 2,5 M☉ (maximale massa) - slechts 10-12 km. Materiaal van de site

Een schematische doorsnede van een neutronenster wordt getoond in Figuur 86. De buitenste lagen van de ster (Figuur 86, III) bestaan ​​uit ijzer en vormen een harde korst. Op een diepte van ongeveer 1 km begint een vaste ijzerkorst met een mengsel van neutronen (Fig. 86), die verandert in een vloeibare superfluïde en supergeleidende kern (Fig. 86, I). Bij massa's dichtbij de limiet (2,5-2,7 M☉), verschijnen zwaardere deeltjes in de centrale gebieden van de neutronenster elementaire deeltjes(hyperonen).

Dichtheid van neutronensterren

De dichtheid van materie in een neutronenster is vergelijkbaar met de dichtheid van materie in de atoomkern: deze bedraagt ​​10 15 -10 18 kg/m 3. Bij dergelijke dichtheden is het onafhankelijke bestaan ​​van elektronen en protonen onmogelijk, en bestaat de materie van de ster vrijwel geheel uit neutronen.

Afbeeldingen (foto's, tekeningen)

Op deze pagina vindt u materiaal over de volgende onderwerpen:

De hypothese over het bestaan ​​van neutronensterren werd onmiddellijk na de ontdekking van het neutron in 1932 naar voren gebracht door astronomen W. Baade en F. Zwicky. Maar deze hypothese werd pas bevestigd door waarnemingen na de ontdekking van pulsars in 1967.

Neutronensterren worden gevormd als gevolg van de zwaartekrachtinstorting van normale sterren met een massa die meerdere malen groter is dan die van de zon. De dichtheid van een neutronenster ligt dicht bij de dichtheid van een atoomkern, d.w.z. 100 miljoen keer hoger dan de dichtheid van gewone materie. Daarom heeft een neutronenster met zijn enorme massa een straal van slechts ca. 10 km.

Door de kleine straal van een neutronenster is de zwaartekracht op het oppervlak extreem hoog: ongeveer 100 miljard keer groter dan op aarde. Wat deze ster ervan weerhoudt in te storten is de ‘degeneratiedruk’ van dichte neutronenmaterie, die niet afhankelijk is van de temperatuur ervan. Als de massa van een neutronenster echter groter wordt dan ongeveer 2 zonsmassa, zal de zwaartekracht deze druk overschrijden en zal de ster niet in staat zijn om instorting te weerstaan.

Neutronensterren hebben een zeer sterk magnetisch veld, dat aan het oppervlak 10 12 –10 13 G kan bereiken (ter vergelijking: de aarde heeft ongeveer 1 G). Geassocieerd met neutronensterren hemelse objecten twee verschillende soorten.

Pulsars

(radiopulsars). Deze objecten zenden strikt regelmatig pulsen van radiogolven uit. Het stralingsmechanisme is niet helemaal duidelijk, maar er wordt aangenomen dat een roterende neutronenster een radiostraal uitzendt in een richting die verband houdt met zijn straling. magnetisch veld, waarvan de symmetrieas niet samenvalt met de rotatieas van de ster. Daarom veroorzaakt rotatie een rotatie van de radiostraal, die periodiek naar de aarde wordt gericht.

Röntgenfoto's verdubbelen.

Pulserende röntgenbronnen worden ook geassocieerd met neutronensterren die deel uitmaken van een dubbelstersysteem met een massieve normale ster. In dergelijke systemen valt gas van het oppervlak van een normale ster op een neutronenster, waarbij het met enorme snelheid versnelt. Wanneer het gas het oppervlak van een neutronenster raakt, komt 10 tot 30% van zijn rustenergie vrij, terwijl dit cijfer tijdens kernreacties niet onder de 1% uitkomt. Het oppervlak van een neutronenster die tot een hoge temperatuur wordt verwarmd, wordt een bron van röntgenstraling. De val van gas vindt echter niet gelijkmatig over het gehele oppervlak plaats: het sterke magnetische veld van een neutronenster vangt het vallende geïoniseerde gas op en stuurt het naar de magnetische polen, waar het als in een trechter valt. Daarom worden alleen de poolgebieden erg heet, en op een roterende ster worden ze bronnen van röntgenpulsen. Radiopulsen van zo’n ster worden niet meer ontvangen, omdat de radiogolven worden geabsorbeerd in het gas eromheen.

Verbinding.

De dichtheid van een neutronenster neemt toe met de diepte. Onder een atmosfeerlaag van slechts enkele centimeters dik bevindt zich een vloeibare metalen schil van enkele meters dik, en daaronder bevindt zich een vaste korst van een kilometer dik. De substantie van de schors lijkt op gewoon metaal, maar is veel dichter. In het buitenste deel van de schors zit voornamelijk ijzer; Met de diepte neemt het aandeel neutronen in de samenstelling toe. Waar de dichtheid ca. 4H 10 11 g/cm 3 neemt het aandeel neutronen zo sterk toe dat sommige ervan geen deel meer uitmaken van de kernen, maar een continu medium vormen. Daar is de substantie als een ‘zee’ van neutronen en elektronen, waarin de atoomkernen verspreid zijn. En met een dichtheid van ca. 2H 10 14 g/cm 3 (dichtheid van de atoomkern), individuele kernen verdwijnen geheel en wat overblijft is een continue neutronen “vloeistof” met een mengsel van protonen en elektronen. Het is waarschijnlijk dat neutronen en protonen zich gedragen als een supervloeibare vloeistof, vergelijkbaar met vloeibaar helium en supergeleidende metalen in aardse laboratoria.

Kevin Gill / flickr.com

Duitse astrofysici hebben de maximaal mogelijke massa van een neutronenster opgehelderd, gebaseerd op de resultaten van metingen van zwaartekrachtsgolven en elektromagnetische straling van . Het bleek dat de massa van een niet-roterende neutronenster niet meer dan 2,16 zonsmassa's kan zijn, volgens een artikel gepubliceerd in Astrofysische dagboekbrieven.

Neutronensterren zijn ultradichte compacte sterren die ontstaan ​​tijdens supernova-explosies. De straal van neutronensterren bedraagt ​​niet meer dan enkele tientallen kilometers, en hun massa kan vergelijkbaar zijn met de massa van de zon, wat leidt tot een enorme dichtheid van stermaterie (ongeveer 10-17 kilogram per ster). kubieke meter). Tegelijkertijd kan de massa van een neutronenster een bepaalde limiet niet overschrijden: objecten met grote massa storten onder invloed van hun eigen zwaartekracht in tot zwarte gaten.

Volgens verschillende schattingen ligt de bovengrens voor de massa van een neutronenster in het bereik van twee tot drie zonsmassa's en hangt deze af van de toestandsvergelijking van de materie, evenals van de rotatiesnelheid van de ster. Afhankelijk van de dichtheid en massa van de ster onderscheiden wetenschappers er verschillende verschillende soorten sterren, een schematisch diagram wordt getoond in de figuur. Ten eerste kunnen niet-roterende sterren geen massa groter dan M TOV ( wit gebied). Ten tweede, wanneer een ster meedraait constante snelheid, de massa kan kleiner zijn dan M TOV (lichtgroen gebied) of meer (heldergroen), maar mag nog steeds een andere limiet, M max, niet overschrijden. Ten slotte zou een neutronenster met een variabele rotatiesnelheid theoretisch een willekeurige massa kunnen hebben (rode gebieden met verschillende helderheid). Je moet echter altijd onthouden dat de dichtheid van roterende sterren niet groter kan zijn dan een bepaalde waarde, anders zal de ster nog steeds instorten in een zwart gat (de verticale lijn in het diagram scheidt stabiele oplossingen van onstabiele oplossingen).

Diagram van verschillende soorten neutronensterren op basis van hun massa en dichtheid. Het kruis markeert de parameters van het object dat is gevormd na de samensmelting van de sterren van het dubbelstersysteem, de stippellijnen geven een van de twee opties aan voor de evolutie van het object

L.Rezzolla et al. / Het astrofysische tijdschrift

Een team van astrofysici onder leiding van Luciano Rezzolla heeft nieuwe, preciezere grenzen gesteld aan de maximaal mogelijke massa van een niet-roterende neutronenster, M TOV. In hun werk gebruikten wetenschappers gegevens uit eerdere onderzoeken naar processen die plaatsvonden in een systeem van twee samensmeltende neutronensterren en leidden tot de emissie van zwaartekrachtgolven (gebeurtenis GW170817) en elektromagnetische golven (GRB 170817A). De gelijktijdige registratie van deze golven bleek erg te zijn belangrijke gebeurtenis voor wetenschap kun je er meer over lezen in de onze en in het materiaal.

Uit eerdere werken van astrofysici volgt dat na de fusie van neutronensterren een hypermassieve neutronenster werd gevormd (dat wil zeggen, de massa M > M max), die zich vervolgens ontwikkelde volgens een van de twee mogelijke scenario's en na een korte periode van de tijd veranderde in een zwart gat (stippellijnen in het diagram). Waarneming van de elektromagnetische component van de straling van de ster wijst op het eerste scenario, waarin de baryonische massa van de ster in wezen constant blijft en de zwaartekrachtmassa relatief langzaam afneemt als gevolg van de emissie van zwaartekrachtgolven. Aan de andere kant arriveerde de gammaflits uit het systeem vrijwel gelijktijdig met de zwaartekrachtsgolven (slechts 1,7 seconden later), wat betekent dat het punt van transformatie in een zwart gat dicht bij M max zou moeten liggen.

Als we de evolutie van een hyperzware neutronenster terugvoeren naar de begintoestand, waarvan de parameters in eerdere werken met goede nauwkeurigheid zijn berekend, kunnen we daarom de waarde van M max vinden die ons interesseert. Als je M max kent, is het niet moeilijk om M TOV te vinden, aangezien deze twee massa's gerelateerd zijn door de relatie M max ≈ 1,2 M TOV. In dit artikel voerden astrofysici dergelijke berekeningen uit met behulp van zogenaamde ‘universele relaties’, die de parameters van neutronensterren met verschillende massa’s met elkaar in verband brengen en niet afhankelijk zijn van het type toestandsvergelijking van hun materie. De auteurs benadrukken dat hun berekeningen alleen gebaseerd zijn op eenvoudige aannames en niet op numerieke simulaties. Het eindresultaat voor de maximaal mogelijke massa lag tussen 2,01 en 2,16 zonsmassa's. Een ondergrens hiervoor werd eerder verkregen uit waarnemingen van massieve pulsars in binaire systemen - simpel gezegd kan de maximale massa niet minder zijn dan 2,01 zonsmassa's, aangezien astronomen daadwerkelijk neutronensterren met zo'n grote massa hebben waargenomen.

Eerder schreven we over hoe astrofysici computersimulaties gebruikten om de massa en straal van neutronensterren te schatten, waarvan de fusie leidde tot de gebeurtenissen GW170817 en GRB 170817A.

Dmitri Trunin

Het overblijfsel van de supernova Corma-A, met een neutronenster in het midden

Neutronensterren zijn de overblijfselen van massieve sterren die het einde van hun evolutionaire pad in tijd en ruimte hebben bereikt.

Deze interessante objecten zijn ontstaan ​​uit ooit enorme reuzen die vier tot acht keer groter zijn dan onze zon. Dit gebeurt bij een supernova-explosie.

Na zo’n explosie worden de buitenste lagen de ruimte in geslingerd, de kern blijft over, maar is niet langer in staat kernfusie te ondersteunen. Zonder externe druk van de bovenliggende lagen stort het in en trekt het catastrofaal samen.

Ondanks hun kleine diameter (ongeveer 20 km) kunnen neutronensterren bogen op 1,5 keer meer massa dan onze zon. Ze zijn dus ongelooflijk compact.

Een klein lepeltje sterrenstof op aarde zou ongeveer honderd miljoen ton wegen. Daarin combineren protonen en elektronen om neutronen te vormen - een proces dat neutronisatie wordt genoemd.

Verbinding

Hun samenstelling is onbekend; er wordt aangenomen dat ze uit een superfluïde neutronenvloeistof kunnen bestaan. Ze hebben een extreem sterke zwaartekracht, veel groter dan die van de aarde of zelfs de zon. Deze zwaartekracht is vooral indrukwekkend omdat dat zo is klein formaat.
Ze draaien allemaal rond een as. Tijdens compressie blijft het rotatiemomentum behouden en door de verkleining neemt de rotatiesnelheid toe.

Vanwege de enorme rotatiesnelheid treden er periodiek scheuren en “sterbevingen” op in het buitenoppervlak, dat bestaat uit een vaste ‘korst’, waardoor de rotatiesnelheid wordt vertraagd en ‘overtollige’ energie in de ruimte wordt gedumpt.

De overweldigende druk die in de kern bestaat, kan vergelijkbaar zijn met de druk die op dat moment bestond grote knal, maar helaas kan het niet op aarde worden gesimuleerd. Daarom zijn deze objecten ideale natuurlijke laboratoria waar we energieën kunnen observeren die op aarde niet beschikbaar zijn.

Radiopulsars

Radio-ulsars werden eind 1967 ontdekt door afgestudeerde student Jocelyn Bell Burnell als radiobronnen die met een constante frequentie pulseren.
De door de ster uitgezonden straling is zichtbaar als een pulserende stralingsbron of pulsar.

Schematische weergave van de rotatie van een neutronenster

Radiopulsars (of kortweg pulsars) zijn roterende neutronensterren waarvan de deeltjesstralen bijna met de snelheid van het licht bewegen, als een roterende vuurtorenstraal.

Na miljoenen jaren onafgebroken te hebben rondgedraaid, verliezen pulsars hun energie en worden ze normale neutronensterren. Er zijn momenteel slechts ongeveer 1.000 pulsars bekend, hoewel er mogelijk honderden in de Melkweg voorkomen.

Radiopulsar in de Krabnevel

Sommige neutronensterren zenden röntgenstraling uit. De beroemde Krabnevel goed voorbeeld zo'n object gevormd tijdens een supernova-explosie. Deze supernova-explosie werd waargenomen in 1054 na Christus.

Wind van Pulsar, Chandra-telescoopvideo

Een radiopulsar in de Krabnevel, gefotografeerd door de Hubble-ruimtetelescoop door een 547 nm-filter (groen licht) van 7 augustus 2000 tot 17 april 2001.

Magnetars

Neutronensterren hebben een magnetisch veld dat miljoenen keren sterker is dan het sterkste magnetische veld dat op aarde wordt geproduceerd. Ze worden ook wel magnetars genoemd.

Planeten rond neutronensterren

Tegenwoordig weten we dat vier planeten hebben. Als het zich in een binair systeem bevindt, is het mogelijk om de massa ervan te meten. Van deze radio- of röntgendubbelsterren bedroeg de gemeten massa van neutronensterren ongeveer 1,4 maal de massa van de zon.

Dubbele systemen

In sommige röntgendubbelsterren is een heel ander type pulsar te zien. In deze gevallen vormen de neutronenster en de gewone ster een binair systeem. Een sterk zwaartekrachtveld trekt materiaal van een gewone ster. Het materiaal dat tijdens het accretieproces erop valt, wordt zo sterk verwarmd dat er röntgenstraling ontstaat. Gepulseerde röntgenstralen zijn zichtbaar wanneer hotspots op de draaiende pulsar door de gezichtslijn vanaf de aarde gaan.

Voor binaire systemen die een onbekend object bevatten, helpt deze informatie om te onderscheiden of het een neutronenster is, of bijvoorbeeld een zwart gat, omdat zwarte gaten veel massiever zijn.

De substantie van zo’n object is vele malen hoger dan de dichtheid van de atoomkern (die voor zware kernen gemiddeld 2,8⋅10 17 kg/m³ bedraagt). Verdere zwaartekrachtcompressie van de neutronenster wordt voorkomen door de druk van nucleaire materie die ontstaat als gevolg van de interactie van neutronen.

Veel neutronensterren hebben extreem hoge rotatiesnelheden, tot enkele honderden omwentelingen per seconde. Neutronensterren ontstaan ​​uit supernova-explosies.

Algemene informatie

Van de neutronensterren met betrouwbaar gemeten massa's vallen de meeste in het bereik van 1,3 tot 1,5 zonsmassa's, wat dicht bij de Chandrasekhar-limiet ligt. Theoretisch zijn neutronensterren met een massa van 0,1 tot ongeveer 2,16 zonsmassa aanvaardbaar. De meest massieve neutronensterren die we kennen zijn Vela X-1 (heeft een massa van minstens 1,88 ± 0,13 zonsmassa op het 1σ-niveau, wat overeenkomt met een significantieniveau van α≈34%), PSR J1614–2230 en (met een massa schatting van 1,97 ± 0,04 zonne-energie), en PSR J0348+0432 en (met een massaschatting van 2,01 ± 0,04 zonne-energie). Zwaartekracht binnen neutronensterren wordt gecompenseerd door de druk van het gedegenereerde neutronengas, de maximale waarde van de massa van een neutronenster wordt bepaald door de Oppenheimer-Volkoff-limiet, waarvan de numerieke waarde afhangt van de (nog steeds slecht bekende) vergelijking van de toestand van de materie in de kern van de ster. Er zijn theoretische uitgangspunten dat bij een nog grotere toename van de dichtheid de degeneratie van neutronensterren tot quarksterren mogelijk is.

In 2015 waren er ruim 2.500 neutronensterren ontdekt. Ongeveer 90% van hen is alleenstaand. In totaal kunnen er 10 8 -10 9 neutronensterren in onze Melkweg bestaan, dat wil zeggen ongeveer één op de duizend gewone sterren. Neutronensterren worden gekenmerkt door hoge snelheden (meestal honderden km/s). Als gevolg van de aanwas van wolkenmaterie kan een neutronenster in deze situatie vanaf de aarde zichtbaar zijn in verschillende spectrale bereiken, inclusief optisch bereik, dat ongeveer 0,003% van de uitgestraalde energie voor zijn rekening neemt (overeenkomend met magnitude 10).

Structuur

Een neutronenster heeft vijf lagen: atmosfeer, buitenkorst, binnenkorst, buitenkern en binnenkern.

De atmosfeer van een neutronenster is een heel dun laagje plasma (van tientallen centimeters voor hete sterren tot millimeters voor koude), waarin de thermische straling van een neutronenster wordt gevormd.

De buitenste korst bestaat uit ionen en elektronen, de dikte bereikt enkele honderden meters. De dunne (niet meer dan een paar meter) oppervlaktelaag van een hete neutronenster bevat niet-gedegenereerd elektronengas, diepere lagen bevatten gedegenereerd elektronengas, en met toenemende diepte wordt het relativistisch en ultra-relativistisch.

De binnenkorst bestaat uit elektronen, vrije neutronen en neutronenrijke atoomkernen. Met toenemende diepte neemt het aandeel vrije neutronen toe en dat van atoomkernen af. Dikte innerlijke cortex kan meerdere kilometers bereiken.

De buitenste kern bestaat uit neutronen met een klein mengsel (enkele procenten) protonen en elektronen. Bij neutronensterren met een lage massa kan de buitenste kern zich uitstrekken tot het centrum van de ster.

Enorme neutronensterren hebben ook een binnenkern. De straal kan enkele kilometers bedragen, de dichtheid in het midden van de kern kan de dichtheid van atoomkernen 10-15 keer overschrijden. De samenstelling en toestandsvergelijking van de binnenste kern zijn niet op betrouwbare wijze bekend: er zijn verschillende hypothesen, waarvan de drie meest waarschijnlijke zijn: 1) een quarkkern, waarin neutronen uiteenvallen in hun samenstellende op- en neerwaartse quarks; 2) een hyperonische kern van baryonen inclusief vreemde quarks; en 3) een kaonische kern bestaande uit twee-quarkmesonen, inclusief vreemde (anti)quarks. Het is momenteel echter onmogelijk om deze hypothesen te bevestigen of te weerleggen.

Gratis neutron, in normale omstandigheden Hoewel het geen deel uitmaakt van de atoomkern, heeft het doorgaans een levensduur van ongeveer 880 seconden, maar de zwaartekrachtsinvloed van een neutronenster verhindert dat het neutron vervalt, zodat neutronensterren tot de meest stabiele objecten in het heelal behoren. [ ]

Afkoeling van neutronensterren

Op het moment van de geboorte van een neutronenster (als gevolg van een supernova-explosie) is de temperatuur erg hoog - ongeveer 10-11 K (dat wil zeggen vier ordes van grootte hoger dan de temperatuur in het centrum van de zon), maar het daalt zeer snel als gevolg van neutrino-koeling. In slechts een paar minuten daalt de temperatuur van 10 11 naar 10 9 K, in een maand - naar 10 8 K. Vervolgens neemt de helderheid van het neutrino scherp af (het hangt sterk af van de temperatuur) en vindt afkoeling veel langzamer plaats als gevolg van fotonen (thermische) straling van het oppervlak. De oppervlaktetemperatuur van bekende neutronensterren waarvoor deze is gemeten ligt in de orde van 10,5 -10,6 K (hoewel de kern blijkbaar veel heter is).

Geschiedenis van ontdekking

Neutronensterren zijn een van de weinige klassen van kosmische objecten die theoretisch werden voorspeld vóór hun ontdekking door waarnemers.

Voor het eerst werd het idee van het bestaan ​​van sterren met een verhoogde dichtheid, zelfs vóór de ontdekking van het neutron door Chadwick begin februari 1932, uitgedrukt door de beroemde Sovjetwetenschapper Lev Landau. Zo schrijft hij in zijn artikel ‘On the Theory of Stars’, geschreven in februari 1931 en om onbekende redenen te laat gepubliceerd op 29 februari 1932 (meer dan een jaar later): ‘Wij verwachten dat dit alles [schending van de wetten van de kwantummechanica] zou zich moeten manifesteren wanneer de dichtheid van materie zo groot wordt dat atoomkernen zullen in nauw contact komen en één gigantische kern vormen.”

"Propeller"

De rotatiesnelheid is niet langer voldoende voor het uitstoten van deeltjes, dus zo’n ster kan geen radiopulsar zijn. De rotatiesnelheid is echter nog steeds hoog en de materie rondom de neutronenster die door het magnetische veld wordt opgevangen, kan niet vallen, dat wil zeggen dat er geen aanwas van materie plaatsvindt. Neutronensterren van dit type hebben vrijwel geen waarneembare manifestaties en zijn slecht bestudeerd.

Accrector (röntgenpulsar)

De rotatiesnelheid neemt zoveel af dat niets nog meer verhindert dat er materie op zo’n neutronenster valt. Bij het vallen beweegt de substantie, die zich al in plasmatoestand bevindt, langs de magnetische veldlijnen en raakt harde ondergrond het lichaam van een neutronenster in het gebied van zijn polen, dat tot tientallen miljoenen graden opwarmt. Materie die tot zulke hoge temperaturen wordt verwarmd, gloeit helder in het röntgenbereik. Het gebied waarin de botsing van vallende materie met het oppervlak van het neutronensterlichaam plaatsvindt, is erg klein: slechts ongeveer 100 meter. Door de rotatie van de ster verdwijnt deze hotspot periodiek uit het zicht, waardoor er regelmatige pulsaties van röntgenstraling worden waargenomen. Dergelijke objecten worden röntgenpulsars genoemd.

Georotator

De rotatiesnelheid van dergelijke neutronensterren is laag en verhindert geen accretie. Maar de omvang van de magnetosfeer is zodanig dat het plasma wordt tegengehouden door het magnetische veld voordat het door de zwaartekracht wordt opgevangen. Een soortgelijk mechanisme werkt in de magnetosfeer van de aarde, en dat is de reden dit type neutronensterren en kreeg zijn naam.

Opmerkingen

1. Dmitri Trunin. Astrofysici hebben de maximale massa van neutronensterren opgehelderd (ongedefinieerd) . nplus1.ru. Opgehaald op 18 januari 2018.
2. H. Quaintrell et al. De massa van de neutronenster in Vela X-1 en door getijden geïnduceerde niet-radiale oscillaties in GP Vel // Astronomie en astrofysica. - April 2003. - Nr. 401. - blz. 313-323. - arXiv: astro-ph/0301243.
3. PB Demorest, T. Pennucci, SM Ransom, MSE Roberts & JWT Hessels. Een neutronenster met een massa van twee zonnemassa's gemeten met behulp van Shapiro-vertraging (Engels) // Nature. - 2010. - Vol. 467. - Blz. 1081-1083.