Pulzary a neutrónové hviezdy. Čo je to neutrónová hviezda

Boli predpovedané začiatkom 30. rokov. XX storočia Sovietsky fyzik L. D. Landau, astronómovia W. Baade a F. Zwicky. V roku 1967 boli objavené pulzary, ktoré sa v roku 1977 konečne identifikovali s neutrónovými hviezdami.

Neutrónové hviezdy vznikajú v dôsledku výbuchu supernovy v poslednom štádiu vývoja hviezdy s vysokou hmotnosťou.

Ak je hmotnosť zvyšku supernovy (t. j. toho, čo zostane po vyvrhnutí obalu) väčšia ako 1,4 M☉, ale menej ako 2,5 M☉, potom jeho stláčanie pokračuje po výbuchu, kým hustota nedosiahne jadrové hodnoty. To povedie k tomu, že elektróny budú „vtlačené“ do jadier a vznikne látka pozostávajúca iba z neutrónov. Objaví sa neutrónová hviezda.

Polomery neutrónových hviezd, podobne ako polomery bielych trpaslíkov, sa s rastúcou hmotnosťou zmenšujú. Takže neutrónová hviezda s hmotnosťou 1,4 M☉ (minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy) má polomer 100-200 km a hmotnosť 2,5 M☉ (maximálna hmotnosť) - len 10-12 km. Materiál zo stránky

Schematický rez neutrónovou hviezdou je znázornený na obrázku 86. Vonkajšie vrstvy hviezdy (obrázok 86, III) pozostávajú zo železa, ktoré tvorí tvrdú kôru. Približne v hĺbke 1 km začína pevná kôra železa s prímesou neutrónov (obr. 86), ktorá sa mení na kvapalné supratekuté a supravodivé jadro (obr. 86, I). Pri hmotnostiach blízkych limitu (2,5-2,7 M☉), ťažšie častice sa objavujú v centrálnych oblastiach neutrónovej hviezdy elementárne častice(hyperóny).

Hustota neutrónových hviezd

Hustota hmoty v neutrónovej hviezde je porovnateľná s hustotou hmoty v atómovom jadre: dosahuje 10 15 -10 18 kg/m 3 . Pri takýchto hustotách je nezávislá existencia elektrónov a protónov nemožná a hmota hviezdy pozostáva takmer výlučne z neutrónov.

Obrázky (fotky, kresby)

Na tejto stránke sú materiály k týmto témam:

Hypotézu o existencii neutrónových hviezd predložili astronómovia W. Baade a F. Zwicky hneď po objavení neutrónu v roku 1932. Túto hypotézu však potvrdili pozorovania až po objavení pulzarov v roku 1967.

Neutrónové hviezdy vznikajú v dôsledku gravitačného kolapsu normálnych hviezd s hmotnosťou niekoľkonásobne väčšou ako Slnko. Hustota neutrónovej hviezdy je blízka hustote atómového jadra, t.j. 100 miliónov krát vyššia ako hustota bežnej hmoty. Neutrónová hviezda má preto napriek svojej obrovskej hmotnosti polomer len cca. 10 km.

Vďaka malému polomeru neutrónovej hviezdy je sila gravitácie na jej povrchu extrémne vysoká: asi 100 miliárd krát väčšia ako na Zemi. To, čo bráni tejto hviezde v kolapse, je „degeneračný tlak“ hustej neutrónovej hmoty, ktorý nezávisí od jej teploty. Ak sa však hmotnosť neutrónovej hviezdy stane vyššou ako približne 2 slnečné, potom gravitačná sila prekročí tento tlak a hviezda nebude schopná odolať kolapsu.

Neutrónové hviezdy majú veľmi silné magnetické pole, dosahujúce na povrchu 10 12 – 10 13 G (na porovnanie: Zem má okolo 1 G). Súvisí s neutrónovými hviezdami nebeské objekty dva rôzne typy.

Pulzary

(rádiové pulzary). Tieto objekty vyžarujú pulzy rádiových vĺn prísne pravidelne. Mechanizmus žiarenia nie je úplne jasný, ale predpokladá sa, že rotujúca neutrónová hviezda vyžaruje rádiový lúč v smere spojenom s jej magnetické pole, ktorého os symetrie sa nezhoduje s osou rotácie hviezdy. Preto rotácia spôsobuje rotáciu rádiového lúča, ktorý je periodicky nasmerovaný k Zemi.

Röntgen sa zdvojnásobí.

Pulzujúce zdroje röntgenového žiarenia sú tiež spojené s neutrónovými hviezdami, ktoré sú súčasťou binárneho systému s masívnou normálnou hviezdou. V takýchto systémoch plyn z povrchu normálnej hviezdy dopadá na neutrónovú hviezdu a zrýchľuje sa na obrovskú rýchlosť. Pri dopade na povrch neutrónovej hviezdy uvoľní plyn 10–30 % svojej pokojovej energie, zatiaľ čo pri jadrových reakciách toto číslo nedosahuje 1 %. Povrch neutrónovej hviezdy zahriaty na vysokú teplotu sa stáva zdrojom röntgenového žiarenia. Pád plynu však neprebieha rovnomerne po celom povrchu: silné magnetické pole neutrónovej hviezdy zachytáva padajúci ionizovaný plyn a smeruje ho k magnetickým pólom, kde padá ako do lievika. Preto sa veľmi zahrievajú iba polárne oblasti a na rotujúcej hviezde sa stávajú zdrojmi röntgenových impulzov. Rádiové impulzy z takejto hviezdy už nie sú prijímané, pretože rádiové vlny sú absorbované v plyne, ktorý ju obklopuje.

Zlúčenina.

Hustota neutrónovej hviezdy rastie s hĺbkou. Pod vrstvou atmosféry s hrúbkou len niekoľko centimetrov sa nachádza niekoľko metrov hrubá škrupina tekutého kovu a pod ňou pevná kôra hrubá kilometer. Látka kôry pripomína obyčajný kov, ale je oveľa hustejšia. Vo vonkajšej časti kôry je to najmä železo; S hĺbkou sa zvyšuje podiel neutrónov v jej zložení. Kde hustota dosahuje cca. 4H 10 11 g/cm 3 sa podiel neutrónov zvýši natoľko, že niektoré z nich už nie sú súčasťou jadier, ale tvoria súvislé médium. Tam je látka ako „more“ neutrónov a elektrónov, v ktorom sú rozptýlené jadrá atómov. A s hustotou cca. 2H 10 14 g/cm 3 (hustota atómového jadra), jednotlivé jadrá úplne miznú a zostáva kontinuálna neutrónová „kvapalina“ s prímesou protónov a elektrónov. Je pravdepodobné, že neutróny a protóny sa správajú ako supratekutá kvapalina, podobne ako tekuté hélium a supravodivé kovy v pozemských laboratóriách.

Kevin Gill / flickr.com

Nemeckí astrofyzici objasnili maximálnu možnú hmotnosť neutrónovej hviezdy na základe výsledkov meraní gravitačných vĺn resp. elektromagnetická radiácia od . Ukázalo sa, že hmotnosť nerotujúcej neutrónovej hviezdy nemôže byť väčšia ako 2,16 hmotnosti Slnka, uvádza sa v článku uverejnenom v r. Astrophysical Journal Letters.

Neutrónové hviezdy sú ultrahusté kompaktné hviezdy, ktoré vznikajú počas výbuchov supernov. Polomer neutrónových hviezd nepresahuje niekoľko desiatok kilometrov a ich hmotnosť môže byť porovnateľná s hmotnosťou Slnka, čo vedie k obrovskej hustote hviezdnej hmoty (asi 10 17 kilogramov na meter kubický). Hmotnosť neutrónovej hviezdy zároveň nemôže prekročiť určitú hranicu – objekty s veľkými hmotnosťami sa vplyvom vlastnej gravitácie zrútia do čiernych dier.

Podľa rôznych odhadov horná hranica hmotnosti neutrónovej hviezdy leží v rozmedzí od dvoch do troch hmotností Slnka a závisí od rovnice stavu hmoty, ako aj od rýchlosti rotácie hviezdy. V závislosti od hustoty a hmotnosti hviezdy ich vedci rozlišujú rôzne druhy hviezdy, schematický diagram je znázornený na obrázku. Po prvé, nerotujúce hviezdy nemôžu mať hmotnosť väčšiu ako M TOV ( biela plocha). Po druhé, keď hviezda rotuje s konštantná rýchlosť, jeho hmotnosť môže byť buď menšia ako M TOV (svetlozelená plocha) alebo viac (svetlozelená), no napriek tomu by nemala presiahnuť inú hranicu, M max. Napokon, neutrónová hviezda s premenlivou rýchlosťou rotácie by teoreticky mohla mať ľubovoľnú hmotnosť (červené oblasti rôznej jasnosti). Vždy by ste však mali pamätať na to, že hustota rotujúcich hviezd nemôže byť väčšia ako určitá hodnota, inak sa hviezda aj tak zrúti do čiernej diery (zvislá čiara v diagrame oddeľuje stabilné riešenia od nestabilných).

Diagram rôznych typov neutrónových hviezd na základe ich hmotnosti a hustoty. Kríž označuje parametre objektu vytvoreného po zlúčení hviezd binárneho systému, bodkované čiary označujú jednu z dvoch možností vývoja objektu.

L. Rezzolla a kol. / The Astrophysical Journal

Tím astrofyzikov pod vedením Luciana Rezzollu stanovil nové, presnejšie limity maximálnej možnej hmotnosti nerotujúcej neutrónovej hviezdy M TOV. Vedci pri svojej práci použili údaje z predchádzajúcich štúdií o procesoch, ktoré sa vyskytli v systéme dvoch spájajúcich sa neutrónových hviezd a viedli k emisii gravitačných (udalosť GW170817) a elektromagnetických (GRB 170817A) vĺn. Súčasná registrácia týchto vĺn sa ukázala ako veľmi dôležitá udalosť pre vedu, viac sa o tom dočítate v našom a v materiáli.

Z predchádzajúcich prác astrofyzikov vyplýva, že po zlúčení neutrónových hviezd vznikla hypermasívna neutrónová hviezda (teda jej hmotnosť M > M max), ktorá sa následne vyvinula podľa jedného z dvoch možných scenárov a po krátkom čase zmenila na čiernu dieru (prerušované čiary v diagrame). Pozorovanie elektromagnetickej zložky žiarenia hviezdy poukazuje na prvý scenár, v ktorom baryonická hmotnosť hviezdy zostáva v podstate konštantná a gravitačná hmotnosť pomerne pomaly klesá v dôsledku emisie gravitačných vĺn. Na druhej strane, záblesk gama žiarenia zo systému dorazil takmer súčasne s gravitačnými vlnami (iba o 1,7 sekundy neskôr), čo znamená, že bod premeny na čiernu dieru by mal ležať blízko M max.

Ak teda sledujeme vývoj hypermasívnej neutrónovej hviezdy späť do počiatočného stavu, ktorého parametre boli s dobrou presnosťou vypočítané v predchádzajúcich prácach, môžeme nájsť hodnotu M max, ktorá nás zaujíma. Keď poznáme M max, nie je ťažké nájsť M TOV, keďže tieto dve hmotnosti sú spojené vzťahom M max ≈ 1,2 M TOV. V tomto článku astrofyzici vykonali takéto výpočty pomocou takzvaných „univerzálnych vzťahov“, ktoré spájajú parametre neutrónových hviezd rôznych hmotností a nezávisia od typu stavovej rovnice ich hmoty. Autori zdôrazňujú, že ich výpočty využívajú len jednoduché predpoklady a nespoliehajú sa na numerické simulácie. Konečný výsledok pre maximálnu možnú hmotnosť bol medzi 2,01 a 2,16 hmotnosti Slnka. Dolná hranica bola predtým získaná z pozorovaní masívnych pulzarov v binárnych systémoch - jednoducho povedané, maximálna hmotnosť nemôže byť menšia ako 2,01 hmotnosti Slnka, pretože astronómovia skutočne pozorovali neutrónové hviezdy s takou veľkou hmotnosťou.

Predtým sme písali o tom, ako astrofyzici použili počítačové simulácie na odhad hmotnosti a polomeru neutrónových hviezd, ktorých zlúčenie viedlo k udalostiam GW170817 a GRB 170817A.

Dmitrij Trunin

Pozostatok supernovy Corma-A, ktorá má vo svojom strede neutrónovú hviezdu

Neutrónové hviezdy sú pozostatky masívnych hviezd, ktoré dosiahli koniec svojej evolučnej cesty v čase a priestore.

Tieto zaujímavé objekty sa rodia z kedysi masívnych obrov, ktorí sú štyri až osemkrát väčší ako naše Slnko. To sa deje pri výbuchu supernovy.

Po takomto výbuchu sú vonkajšie vrstvy vyhodené do vesmíru, jadro zostáva, ale už nie je schopné podporovať jadrovú fúziu. Bez vonkajšieho tlaku z nadložných vrstiev sa zrúti a katastrofálne zmrští.

Neutrónové hviezdy sa napriek svojmu malému priemeru – približne 20 km, môžu pochváliť 1,5-krát väčšou hmotnosťou ako naše Slnko. Preto sú neuveriteľne husté.

Malá lyžička hviezdnej hmoty na Zemi by vážila asi sto miliónov ton. V ňom sa protóny a elektróny spájajú a vytvárajú neutróny – proces nazývaný neutronizácia.

Zlúčenina

Ich zloženie nie je známe, predpokladá sa, že môžu pozostávať zo supratekutej neutrónovej kvapaliny. Majú extrémne silnú gravitáciu, oveľa väčšiu ako Zem alebo dokonca Slnko. Táto gravitačná sila je obzvlášť pôsobivá, pretože má malá veľkosť.
Všetky sa otáčajú okolo osi. Počas kompresie sa zachováva uhlová hybnosť a v dôsledku zmenšenia veľkosti sa rýchlosť otáčania zvyšuje.

V dôsledku obrovskej rýchlosti rotácie vonkajší povrch, ktorý je pevnou „kôrou“, periodicky praská a dochádza k „hviezdnym otrasom“, ktoré spomaľujú rýchlosť rotácie a uvoľňujú „prebytočnú“ energiu do priestoru.

Ohromujúci tlak, ktorý existuje v jadre, môže byť podobný tomu, ktorý existoval v súčasnosti veľký tresk, ale na Zemi sa to bohužiaľ nedá nasimulovať. Preto sú tieto objekty ideálnymi prírodnými laboratóriami, kde môžeme pozorovať energie nedostupné na Zemi.

Rádiové pulzary

Rádiové ulzary objavila koncom roku 1967 postgraduálna študentka Jocelyn Bell Burnell ako rádiové zdroje, ktoré pulzujú na konštantnej frekvencii.
Žiarenie vyžarované hviezdou je viditeľné ako pulzujúci zdroj žiarenia, čiže pulzar.

Schematické znázornenie rotácie neutrónovej hviezdy

Rádiové pulzary (alebo jednoducho pulzary) sú rotujúce neutrónové hviezdy, ktorých časticové prúdy sa pohybujú takmer rýchlosťou svetla ako rotujúci lúč majáka.

Po nepretržitom otáčaní niekoľko miliónov rokov strácajú pulzary svoju energiu a stávajú sa normálnymi neutrónovými hviezdami. Dnes je známych len asi 1000 pulzarov, hoci ich v galaxii môžu byť stovky.

Rádiový pulzar v Krabej hmlovine

Niektoré neutrónové hviezdy vyžarujú röntgenové žiarenie. Slávna Krabia hmlovina dobrý príklad takýto objekt vznikol pri výbuchu supernovy. Táto explózia supernovy bola pozorovaná v roku 1054 nášho letopočtu.

Vietor z Pulsaru, video ďalekohľadu Chandra

Rádiový pulzar v Krabej hmlovine vyfotografovaný Hubblovým vesmírnym teleskopom cez 547nm filter (zelené svetlo) od 7. augusta 2000 do 17. apríla 2001.

Magnetary

Neutrónové hviezdy majú magnetické pole miliónkrát silnejšie ako najsilnejšie magnetické pole vytvorené na Zemi. Sú tiež známe ako magnetary.

Planéty okolo neutrónových hviezd

Dnes vieme, že štyri majú planéty. Keď je v binárnom systéme, je možné merať jeho hmotnosť. Z týchto rádiových alebo röntgenových dvojhviezd boli namerané hmotnosti neutrónových hviezd približne 1,4-násobkom hmotnosti Slnka.

Duálne systémy

Úplne iný typ pulzaru je viditeľný v niektorých röntgenových dvojhviezdach. V týchto prípadoch neutrónová hviezda a obyčajná hviezda tvoria binárny systém. Silné gravitačné pole ťahá materiál z obyčajnej hviezdy. Materiál, ktorý naň padá počas procesu narastania, sa zahrieva natoľko, že vytvára röntgenové lúče. Pulzné röntgenové lúče sú viditeľné, keď horúce škvrny na rotujúcom pulzare prechádzajú cez priamku viditeľnosti zo Zeme.

Pri binárnych systémoch obsahujúcich neznámy objekt táto informácia pomáha rozlíšiť, či ide o neutrónovú hviezdu, alebo napríklad čiernu dieru, pretože čierne diery sú oveľa hmotnejšie.

Látka takéhoto objektu je niekoľkonásobne vyššia ako hustota atómového jadra (čo je pre ťažké jadrá v priemere 2,8⋅10 17 kg/m³). Ďalšiemu gravitačnému stláčaniu neutrónovej hviezdy bráni tlak jadrovej hmoty vznikajúci v dôsledku interakcie neutrónov.

Mnohé neutrónové hviezdy majú extrémne vysoké rýchlosti rotácie, až niekoľko stoviek otáčok za sekundu. Neutrónové hviezdy vznikajú pri výbuchoch supernov.

Všeobecné informácie

Spomedzi neutrónových hviezd so spoľahlivo nameranými hmotnosťami väčšina spadá do rozsahu 1,3 až 1,5 hmotnosti Slnka, čo je blízko k hranici Chandrasekhar. Teoreticky sú prijateľné neutrónové hviezdy s hmotnosťou od 0,1 do približne 2,16 hmotnosti Slnka. Najhmotnejšie známe neutrónové hviezdy sú Vela X-1 (má hmotnosť najmenej 1,88±0,13 hmotnosti Slnka na úrovni 1σ, čo zodpovedá hladine významnosti α≈34%), PSR J1614–2230 sk (s hmotnosťou odhad 1,97±0,04 Slnka) a PSR J0348+0432 sk (s odhadom hmotnosti 2,01±0,04 Slnka). Gravitácia v neutrónové hviezdy je vyvážený tlakom degenerovaného neutrónového plynu, maximálna hodnota hmotnosti neutrónovej hviezdy je stanovená Oppenheimer-Volkoffovou hranicou, ktorej číselná hodnota závisí od (doteraz málo známej) rovnice stavu hmoty v jadro hviezdy. Existujú teoretické predpoklady, že s ešte väčším nárastom hustoty je možná degenerácia neutrónových hviezd na kvarkové hviezdy.

Do roku 2015 bolo objavených viac ako 2500 neutrónových hviezd. Približne 90 % z nich je slobodných. Celkovo môže v našej Galaxii existovať 10 8 -10 9 neutrónových hviezd, to znamená asi jedna z tisíc obyčajných hviezd. Neutrónové hviezdy sa vyznačujú vysokou rýchlosťou (zvyčajne stovky km/s). V dôsledku narastania oblakovej hmoty môže byť neutrónová hviezda v tejto situácii viditeľná zo Zeme v rôznych spektrálnych rozsahoch, vrátane optických, čo predstavuje asi 0,003 % emitovanej energie (zodpovedá 10 magnitúde).

Štruktúra

Neutrónová hviezda má päť vrstiev: atmosféru, vonkajšiu kôru, vnútornú kôru, vonkajšie jadro a vnútorné jadro.

Atmosféra neutrónovej hviezdy je veľmi tenká vrstva plazmy (od desiatok centimetrov pre horúce hviezdy až po milimetre pre studené), v ktorej sa tvorí tepelné žiarenie neutrónovej hviezdy.

Vonkajšia kôra pozostáva z iónov a elektrónov, jej hrúbka dosahuje niekoľko stoviek metrov. Tenká (nie viac ako niekoľko metrov) vrstva pri povrchu horúcej neutrónovej hviezdy obsahuje nedegenerovaný elektrónový plyn, hlbšie vrstvy obsahujú degenerovaný elektrónový plyn a s rastúcou hĺbkou sa stáva relativistickou a ultrarelativistickou.

Vnútorná kôra pozostáva z elektrónov, voľných neutrónov a atómových jadier bohatých na neutróny. S rastúcou hĺbkou sa zvyšuje podiel voľných neutrónov a klesá podiel atómových jadier. Hrúbka vnútorná kôra môže dosiahnuť niekoľko kilometrov.

Vonkajšie jadro tvoria neutróny s malou prímesou (niekoľko percent) protónov a elektrónov. V neutrónových hviezdach s nízkou hmotnosťou môže vonkajšie jadro siahať do stredu hviezdy.

Masívne neutrónové hviezdy majú tiež vnútorné jadro. Jeho polomer môže dosiahnuť niekoľko kilometrov, hustota v strede jadra môže 10-15 krát prekročiť hustotu atómových jadier. Zloženie a stavová rovnica vnútorného jadra nie sú spoľahlivo známe: existuje niekoľko hypotéz, z ktorých tri najpravdepodobnejšie sú 1) kvarkové jadro, v ktorom sa neutróny rozpadajú na svoje základné kvarky up a down; 2) hyperonické jadro z baryónov vrátane podivných kvarkov; a 3) kaónové jadro pozostávajúce z dvojkvarkových mezónov vrátane podivných (anti)kvarkov. V súčasnosti však nie je možné potvrdiť ani vyvrátiť žiadnu z týchto hypotéz.

Voľný neutrón, in normálnych podmienkach, hoci nie je súčasťou atómového jadra, má zvyčajne životnosť približne 880 sekúnd, ale gravitačný vplyv neutrónovej hviezdy zabraňuje rozpadu neutrónu, takže neutrónové hviezdy patria medzi najstabilnejšie objekty vo vesmíre. [ ]

Chladenie neutrónových hviezd

V momente zrodu neutrónovej hviezdy (v dôsledku výbuchu supernovy) je jej teplota veľmi vysoká - asi 10 11 K (teda o 4 rády vyššia ako teplota v strede Slnka), ale veľmi rýchlo klesá v dôsledku ochladzovania neutrín. Len za pár minút teplota klesne z 10 11 na 10 9 K, za mesiac - na 10 8 K. Potom svietivosť neutrín prudko klesá (veľmi závisí od teploty) a ochladzovanie prebieha oveľa pomalšie v dôsledku fotónu (tepelné) žiarenie z povrchu. Povrchová teplota známych neutrónových hviezd, pre ktoré ju bolo možné zmerať, je rádovo 10 5 -10 6 K (aj keď jadro je zjavne oveľa teplejšie).

História objavovania

Neutrónové hviezdy sú jednou z mála tried kozmických objektov, ktoré boli teoreticky predpovedané pred ich objavením pozorovateľmi.

Prvýkrát myšlienku existencie hviezd so zvýšenou hustotou, ešte pred objavom neutrónu, ktorý urobil Chadwick začiatkom februára 1932, vyjadril slávny sovietsky vedec Lev Landau. Preto vo svojom článku „O teórii hviezd“, napísanom vo februári 1931 a z neznámych dôvodov oneskorene publikovanom 29. februára 1932 (viac ako rok neskôr), píše: „Očakávame, že toto všetko [porušenie zákonov kvantovej mechaniky] by sa malo prejaviť, keď sa hustota hmoty stane takou veľkou, že atómové jadrá sa dostanú do úzkeho kontaktu a vytvoria jedno obrovské jadro."

"vrtuľka"

Rýchlosť rotácie už nestačí na vyvrhovanie častíc, takže takáto hviezda nemôže byť rádiovým pulzarom. Rýchlosť rotácie je však stále vysoká a hmota obklopujúca neutrónovú hviezdu zachytená magnetickým poľom nemôže padať, to znamená, že nedochádza k narastaniu hmoty. Neutrónové hviezdy tohto typu nemajú prakticky žiadne pozorovateľné prejavy a sú slabo študované.

Accrector (röntgenový pulzar)

Rýchlosť rotácie sa zníži natoľko, že už nič nebráni tomu, aby hmota padla na takúto neutrónovú hviezdu. Pri páde sa látka, už v plazmovom stave, pohybuje pozdĺž magnetických siločiar a naráža tvrdý povrch teleso neutrónovej hviezdy v oblasti jej pólov, zahrievanie až na desiatky miliónov stupňov. Hmota zahriata na takéto vysoké teploty jasne žiari v oblasti röntgenového žiarenia. Oblasť, v ktorej dochádza ku kolízii padajúcej hmoty s povrchom telesa neutrónovej hviezdy, je veľmi malá – len asi 100 metrov. V dôsledku rotácie hviezdy táto horúca škvrna pravidelne mizne z dohľadu, takže sú pozorované pravidelné pulzácie röntgenového žiarenia. Takéto objekty sa nazývajú röntgenové pulzary.

Georotátor

Rýchlosť rotácie takýchto neutrónových hviezd je nízka a nebráni akrécii. Ale veľkosť magnetosféry je taká, že plazmu zastaví magnetické pole skôr, ako ju zachytí gravitácia. Podobný mechanizmus funguje v magnetosfére Zeme, a preto tento typ neutrónové hviezdy a dostal svoje meno.

Poznámky

Dmitrij Trunin. Astrofyzici objasnili maximálnu hmotnosť neutrónových hviezd (nedefinované) . nplus1.ru. Získané 18. januára 2018.
H. Quaintrell a kol. Hmotnosť neutrónovej hviezdy vo Vela X-1 a slapovo indukované neradiálne oscilácie v GP Vel // Astronómia a astrofyzika. - Apríl 2003. - Č. 401. - s. 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Neutrónová hviezda s 2 slnečnou hmotnosťou meraná pomocou oneskorenia Shapiro (anglicky) // Nature. - 2010. - Zv. 467. - S. 1081-1083.