Astrofizikçiler nötron yıldızlarının maksimum kütlesini netleştirdiler. Beyaz cüce, nötron yıldızı, kara delik

30'lu yılların başında tahmin ediliyorlardı. XX yüzyıl Sovyet fizikçi L. D. Landau, gökbilimciler W. Baade ve F. Zwicky. 1967'de pulsarlar keşfedildi ve 1977'de nihayet nötron yıldızlarıyla özdeşleştirildi.

Nötron yıldızları, yüksek kütleli bir yıldızın evriminin son aşamasında süpernova patlaması sonucu oluşur.

Süpernova kalıntısının kütlesi (yani kabuk fırlatıldıktan sonra kalan kütle) 1,4'ten büyükse M☉ , ancak 2,5'tan az M☉, patlamadan sonra yoğunluk nükleer değerlere ulaşıncaya kadar sıkışması devam eder. Bu, elektronların çekirdeklere "bastırılmasına" ve yalnızca nötronlardan oluşan bir maddenin oluşmasına yol açacaktır. Bir nötron yıldızı belirir.

Beyaz cücelerin yarıçapları gibi nötron yıldızlarının yarıçapları da kütle arttıkça azalır. Yani kütlesi 1,4 olan bir nötron yıldızı M☉ (bir nötron yıldızının minimum kütlesi) 100-200 km yarıçapa ve 2,5 kütleye sahiptir. M☉ (maksimum kütle) - yalnızca 10-12 km. Siteden materyal

Şekil 86'da bir nötron yıldızının şematik kesiti gösterilmektedir. Yıldızın dış katmanları (Şekil 86, III) sert bir kabuk oluşturan demirden oluşur. Yaklaşık 1 km derinlikte, nötron karışımı içeren katı bir demir kabuğu başlar (Şekil 86), bu, sıvı bir süper akışkan ve süper iletken çekirdeğe dönüşür (Şekil 86, I). Sınıra yakın kütlelerde (2,5-2,7 M☉), nötron yıldızının merkez bölgelerinde daha ağır temel parçacıklar (hiperonlar) ortaya çıkar.

Nötron yıldızı yoğunluğu

Bir nötron yıldızındaki maddenin yoğunluğu, atom çekirdeğindeki maddenin yoğunluğuyla karşılaştırılabilir: 10 15 -10 18 kg/m3'e ulaşır. Bu yoğunluklarda elektron ve protonların bağımsız varlığı imkansızdır ve yıldızın maddesinin neredeyse tamamı nötronlardan oluşmaktadır.

Resimler (fotoğraflar, çizimler)

Bu sayfada aşağıdaki konularda materyaller bulunmaktadır:

Kevin Gill / flickr.com

Alman astrofizikçiler, yerçekimi dalgaları ve elektromanyetik radyasyon ölçümlerinin sonuçlarına dayanarak bir nötron yıldızının mümkün olan maksimum kütlesini açıklığa kavuşturdular. dergisinde yayınlanan bir makaleye göre, dönmeyen bir nötron yıldızının kütlesinin 2,16 güneş kütlesinden fazla olamayacağı ortaya çıktı. Astrofizik Günlük Mektupları.

Nötron yıldızları, süpernova patlamaları sırasında oluşan ultra yoğun kompakt yıldızlardır. Nötron yıldızlarının yarıçapı birkaç on kilometreyi geçmez ve kütleleri Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir, bu da büyük bir yıldız maddesi yoğunluğuna (metreküp başına yaklaşık 10 17 kilogram) yol açar. Aynı zamanda, bir nötron yıldızının kütlesi belirli bir sınırı aşamaz - büyük kütleli nesneler, kendi yerçekiminin etkisi altında kara deliklere çöker.

Çeşitli tahminlere göre, bir nötron yıldızının kütlesinin üst sınırı iki ila üç güneş kütlesi arasındadır ve maddenin durum denklemine ve yıldızın dönüş hızına bağlıdır. Yıldızın yoğunluğuna ve kütlesine bağlı olarak, bilim adamları birkaç farklı yıldız türünü ayırt eder; şekilde şematik bir diyagram gösterilmektedir. Birincisi, dönmeyen yıldızların kütlesi M TOV'dan (beyaz bölge) daha büyük olamaz. İkincisi, bir yıldız sabit bir hızda döndüğünde, kütlesi ya M TOV'dan (açık yeşil bölge) daha az ya da daha fazla (parlak yeşil) olabilir, ancak yine de başka bir sınırı, M max'ı aşmamalıdır. Son olarak, değişken dönüş hızına sahip bir nötron yıldızı teorik olarak keyfi bir kütleye (farklı parlaklıktaki kırmızı bölgeler) sahip olabilir. Bununla birlikte, dönen yıldızların yoğunluğunun belirli bir değerden daha büyük olamayacağını her zaman unutmamalısınız, aksi takdirde yıldız yine de bir kara deliğe çökecektir (diyagramdaki dikey çizgi, kararlı çözümleri kararsız olanlardan ayırır).

Kütle ve yoğunluklarına göre farklı türdeki nötron yıldızlarının diyagramı. Çapraz, ikili sistemin yıldızlarının birleşmesinden sonra oluşan nesnenin parametrelerini işaretler; noktalı çizgiler, nesnenin evrimi için iki seçenekten birini gösterir.

L. Rezzolla ve ark. / Astrofizik Dergisi

Luciano Rezzolla liderliğindeki bir astrofizikçi ekibi, dönmeyen bir nötron yıldızı olan M TOV'un mümkün olan maksimum kütlesine ilişkin yeni ve daha kesin sınırlar belirledi. Bilim adamları, çalışmalarında, iki nötron yıldızının birleştiği bir sistemde meydana gelen ve yerçekimsel (GW170817 olayı) ve elektromanyetik (GRB 170817A) dalgaların emisyonuna yol açan süreçler hakkında önceki çalışmalardan elde edilen verileri kullandılar. Bu dalgaların eşzamanlı kaydının bilim için çok önemli bir olay olduğu ortaya çıktı, bunun hakkında daha fazlasını bizimkinde ve materyalimizde okuyabilirsiniz.

Astrofizikçilerin önceki çalışmalarından, nötron yıldızlarının birleşmesinden sonra, hiperkütleli bir nötron yıldızının oluştuğu (yani kütlesi M> Mmax), daha sonra iki olası senaryodan birine göre ve kısa bir süre sonra geliştiği anlaşılmaktadır. bir kara deliğe dönüştü (şemada kesikli çizgiler). Yıldızın radyasyonunun elektromanyetik bileşeninin gözlemlenmesi, yıldızın baryonik kütlesinin esasen sabit kaldığı ve kütleçekim dalgalarının emisyonu nedeniyle kütleçekim kütlesinin nispeten yavaş azaldığı ilk senaryoya işaret ediyor. Öte yandan, sistemden gelen gama ışını patlaması, yerçekimsel dalgalarla hemen hemen aynı anda (sadece 1,7 saniye sonra) geldi; bu, kara deliğe dönüşme noktasının M max'a yakın olması gerektiği anlamına geliyor.

Bu nedenle, hiperkütleli bir nötron yıldızının evrimini, önceki çalışmalarda parametreleri iyi bir doğrulukla hesaplanan başlangıç ​​durumuna kadar takip edersek, bizi ilgilendiren Mmax değerini bulabiliriz. Mmax bilindiğinde M TOV'u bulmak zor değildir çünkü bu iki kütle Mmax ≈ 1,2 M TOV ilişkisiyle ilişkilidir. Bu makalede astrofizikçiler bu tür hesaplamaları, farklı kütlelerdeki nötron yıldızlarının parametrelerini ilişkilendiren ve maddelerinin durum denkleminin türüne bağlı olmayan "evrensel ilişkiler" kullanarak gerçekleştirdiler. Yazarlar, hesaplamalarının yalnızca basit varsayımlar kullandığını ve sayısal simülasyonlara dayanmadığını vurguluyor. Mümkün olan maksimum kütlenin nihai sonucu 2,01 ila 2,16 güneş kütlesi arasındaydı. Bunun için bir alt sınır daha önce ikili sistemlerdeki devasa pulsarların gözlemlerinden elde edilmişti; basitçe söylemek gerekirse, maksimum kütle 2,01 güneş kütlesinden az olamaz çünkü gökbilimciler aslında bu kadar büyük bir kütleye sahip nötron yıldızlarını gözlemlemişlerdi.

Daha önce astrofizikçilerin, nötron yıldızlarının kütlesini ve yarıçapını tahmin etmek için bilgisayar simülasyonlarını nasıl kullandıklarını ve bunların birleşmesi GW170817 ve GRB 170817A olaylarına yol açtığını yazmıştık.

Dmitry Trunin

Merkezinde bir nötron yıldızı bulunan süpernova Corma-A'nın kalıntısı

Nötron yıldızları, zaman ve uzaydaki evrimsel yollarının sonuna ulaşmış büyük kütleli yıldızların kalıntılarıdır.

Bu ilginç nesneler, bir zamanlar Güneşimizden dört ila sekiz kat daha büyük olan devasa devlerden doğmuştur. Bu bir süpernova patlamasında olur.

Böyle bir patlamanın ardından dış katmanlar uzaya fırlatılır, çekirdek kalır ancak artık nükleer füzyonu destekleyemez. Üstteki katmanların dış baskısı olmadan çöker ve feci bir şekilde büzülür.

Nötron yıldızları, küçük çaplarına (yaklaşık 20 km) rağmen Güneş'ten 1,5 kat daha fazla kütleye sahip olabilir. Bu nedenle inanılmaz derecede yoğundurlar.

Dünyadaki küçük bir kaşık dolusu yıldız maddesinin ağırlığı yaklaşık yüz milyon ton olacaktır. İçinde protonlar ve elektronlar birleşerek nötronları oluşturur; bu işleme nötronizasyon adı verilir.

Birleştirmek

Bileşimleri bilinmiyor; süperakışkan bir nötron sıvısından oluşabilecekleri varsayılıyor. Dünya'nın ve hatta Güneş'inkinden çok daha büyük, son derece güçlü bir çekim kuvvetine sahiptirler. Bu çekim kuvveti özellikle etkileyicidir çünkü boyutu küçüktür.
Hepsi bir eksen etrafında dönüyor. Sıkıştırma sırasında açısal dönme momentumu korunur ve boyutun küçülmesi nedeniyle dönme hızı artar.

Muazzam dönüş hızı nedeniyle, katı bir "kabuk" olan dış yüzey periyodik olarak çatlar ve "yıldız depremleri" meydana gelir, bu da dönüş hızını yavaşlatır ve "fazla" enerjiyi uzaya boşaltır.

Çekirdekte var olan şaşırtıcı basınçlar, büyük patlama sırasındaki basınçlara benzer olabilir, ancak ne yazık ki Dünya'da simüle edilemezler. Dolayısıyla bu cisimler Dünya'da bulunmayan enerjileri gözlemleyebileceğimiz ideal doğal laboratuvarlardır.

Radyo pulsarları

Radyo ulsarları, 1967 sonlarında yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell Burnell tarafından sabit bir frekansta titreşen radyo kaynakları olarak keşfedildi.
Yıldızın yaydığı radyasyon, titreşen bir radyasyon kaynağı veya pulsar olarak görülebilir.

Bir nötron yıldızının dönüşünün şematik gösterimi

Radyo pulsarları (veya kısaca pulsarlar), parçacık jetleri dönen bir deniz feneri ışını gibi neredeyse ışık hızında hareket eden, dönen nötron yıldızlarıdır.

Birkaç milyon yıl boyunca sürekli olarak döndükten sonra pulsarlar enerjilerini kaybeder ve normal nötron yıldızlarına dönüşürler. Galakside yüzlerce pulsar bulunmasına rağmen, bugün yalnızca 1000 kadar pulsar bilinmektedir.

Yengeç Bulutsusu'ndaki radyo pulsarı

Bazı nötron yıldızları X-ışınları yayar. Ünlü Yengeç Bulutsusu, bir süpernova patlaması sırasında oluşan böyle bir nesnenin güzel bir örneğidir. Bu süpernova patlaması MS 1054'te gözlemlendi.

Pulsar'dan Rüzgar, Chandra teleskop videosu

Yengeç Bulutsusu'ndaki bir radyo pulsarı, Hubble Uzay Teleskobu tarafından 7 Ağustos 2000'den 17 Nisan 2001'e kadar 547 nm filtre (yeşil ışık) aracılığıyla fotoğraflandı.

Magnetarlar

Nötron yıldızları, Dünya'da üretilen en güçlü manyetik alandan milyonlarca kat daha güçlü bir manyetik alana sahiptir. Magnetar olarak da bilinirler.

Nötron yıldızlarının etrafındaki gezegenler

Bugün dördünün gezegeni olduğunu biliyoruz. İkili sistemde olduğunda kütlesini ölçmek mümkündür. Bu radyo veya X-ışını ikililerinden nötron yıldızlarının ölçülen kütleleri Güneş'in kütlesinin yaklaşık 1,4 katıydı.

İkili sistemler

Bazı X-ışını ikili dosyalarında tamamen farklı türde bir pulsar görülüyor. Bu durumlarda nötron yıldızı ve sıradan olanı ikili bir sistem oluşturur. Güçlü bir çekim alanı sıradan bir yıldızdan madde çeker. Yığılma işlemi sırasında üzerine düşen malzeme o kadar ısıtılır ki X ışınları üretir. Darbeli X-ışınları, dönen pulsardaki sıcak noktalar Dünya'nın görüş hattından geçtiğinde görülebilir.

Bilinmeyen bir nesne içeren ikili sistemler için bu bilgi, bunun bir nötron yıldızı mı yoksa örneğin bir kara delik mi olduğunu ayırt etmeye yardımcı olur çünkü kara delikler çok daha büyüktür.

Yıldız evriminin son ürünü nötron yıldızları olarak adlandırılır. Boyutları ve ağırlıkları tek kelimeyle muhteşem! Çapı 20 km'ye kadar olan ancak ağırlığı . Bir nötron yıldızının madde yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğundan kat kat fazladır. Nötron yıldızları süpernova patlamaları sırasında ortaya çıkar.

Bilinen nötron yıldızlarının çoğu yaklaşık 1,44 güneş kütlesi ağırlığındadır. ve Chandrasekhar kütle sınırına eşittir. Ancak teorik olarak 2,5 kütleye kadar sahip olmaları mümkündür. Bugüne kadar keşfedilenlerin en ağırı 1,88 güneş kütlesindeki Vele X-1, ikincisi ise 1,97 güneş kütlesindeki PSR J1614-2230'dur. Yoğunluğun daha da artmasıyla yıldız kuvarka dönüşür.

Nötron yıldızlarının manyetik alanı çok güçlüdür ve 10,12 derece G'ye ulaşır., Dünya'nın alanı 1G'dir. 1990'dan bu yana bazı nötron yıldızlarının magnetar olduğu belirlendi; bunlar, manyetik alanları Gauss'un 10 ila 14 derecesinin çok ötesine geçen yıldızlardır. Bu tür kritik manyetik alanlarda fizik değişiklikleri, göreceli etkiler (ışığın manyetik alan tarafından bükülmesi) ve fiziksel boşluğun kutuplaşması ortaya çıkar. Nötron yıldızları tahmin edildi ve keşfedildi.

İlk varsayımlar 1933'te Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından yapıldı. nötron yıldızlarının süpernova patlaması sonucu doğduğu varsayımını yaptılar. Hesaplamalara göre bu yıldızlardan gelen radyasyon çok küçük, tespit edilmesi imkansız. Ancak 1967'de Huish'in yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell, düzenli radyo darbeleri yayan bir radyo sinyali keşfetti.

Bu tür dürtüler, nesnenin hızlı dönmesinin bir sonucu olarak elde edildi, ancak sıradan yıldızlar bu kadar güçlü bir dönüş olmadan uçup giderlerdi ve bu nedenle nötron yıldızları olduklarına karar verdiler.

Azalan dönüş hızına göre pulsarlar:

Ejektör bir radyo pulsarıdır. Düşük dönüş hızı ve güçlü manyetik alan. Böyle bir pulsarın manyetik alanı vardır ve yıldız birlikte aynı açısal hızda döner. Belirli bir anda alanın doğrusal hızı ışık hızına ulaşır ve onu aşmaya başlar. Ayrıca dipol alanı var olamaz ve alan kuvveti çizgileri kırılır. Bu çizgiler boyunca hareket eden yüklü parçacıklar bir uçuruma ulaşıp kırılırlar, böylece nötron yıldızını terk ederek sonsuza kadar istenilen mesafeye uçabilirler. Bu nedenle bu pulsarlara ejektör (vermek, fırlatmak) - radyo pulsarları adı verilir.

Pervane Artık parçacıkları ışık sonrası hıza hızlandıracak ejektörle aynı dönüş hızına sahip değil, dolayısıyla bir radyo pulsarı olamaz. Ancak dönüş hızı hala çok yüksek, manyetik alanın yakaladığı madde henüz yıldızın üzerine düşemiyor, yani birikim meydana gelmiyor. Bu tür yıldızlar çok az incelenmiştir çünkü onları gözlemlemek neredeyse imkansızdır.

Toplayıcı bir X-ışını pulsarıdır. Yıldız artık o kadar hızlı dönmüyor ve manyetik alan çizgisi boyunca madde yıldızın üzerine düşmeye başlıyor. Direğin yakınındaki katı bir yüzeye düştüğünde madde on milyonlarca dereceye kadar ısınır ve X-ışını radyasyonuna neden olur. Titreşimler, yıldızın hala dönmesinin bir sonucu olarak ortaya çıkıyor ve maddenin düşme alanı yalnızca 100 metre civarında olduğundan, bu nokta periyodik olarak gözden kayboluyor.

27 Aralık 2004'te SGR 1806-20'den (bir sanatçının izlenimiyle tasvir edilen) güneş sistemimize bir gama ışını patlaması geldi. Patlama o kadar güçlüydü ki, 50.000 ışıkyılının üzerinde bir mesafeden Dünya'nın atmosferini etkiledi.

Nötron yıldızı, evrimin olası sonuçlarından biri olan, esas olarak ağır atom çekirdekleri ve elektronlar formundaki nispeten ince (∼1 km) madde kabuğuyla kaplı bir nötron çekirdeğinden oluşan kozmik bir cisimdir. Nötron yıldızlarının kütleleri ile karşılaştırılabilir ancak bir nötron yıldızının tipik yarıçapı yalnızca 10-20 kilometredir. Bu nedenle, böyle bir nesnenin maddesinin ortalama yoğunluğu, atom çekirdeğinin yoğunluğundan birkaç kat daha yüksektir (ağır çekirdekler için ortalama 2,8·10 · 17 kg/m³'tür). Nötron yıldızının daha fazla yerçekimsel sıkışması, nötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkan nükleer maddenin basıncıyla önlenir.

Birçok nötron yıldızı saniyede bin devire kadar çıkabilen son derece yüksek dönüş hızlarına sahiptir. Nötron yıldızları yıldız patlamalarından ortaya çıkar.

Kütleleri güvenilir bir şekilde ölçülen çoğu nötron yıldızının kütlesi, Chandrasekhar sınırına yakın olan 1,3-1,5 güneş kütlesidir. Teorik olarak, 0,1 ila yaklaşık 2,5 güneş kütlesi arasında kütleye sahip nötron yıldızları kabul edilebilir, ancak üst sınır kütlenin değeri şu anda çok yanlış bilinmektedir. Bilinen en büyük nötron yıldızları Vela X-1'dir (1σ seviyesinde en az 1,88±0,13 güneş kütlesi kütlesiyle, bu da α≈%34 anlamlılık düzeyine karşılık gelir), PSR J1614-2230ruen (kütle tahminiyle) 1,97 ±0,04 güneş) ve PSR J0348+0432ruen (kütle tahmini 2,01±0,04 güneş). Nötron yıldızlarındaki yerçekimi, dejenere nötron gazının basıncıyla dengelenir; bir nötron yıldızının kütlesinin maksimum değeri, sayısal değeri (hala az bilinen) durum denklemine bağlı olan Oppenheimer-Volkoff sınırı tarafından belirlenir. yıldızın çekirdeğindeki madde. Yoğunluğun daha da artmasıyla nötron yıldızlarının kuarklara dönüşmesinin mümkün olduğuna dair teorik önermeler vardır.

Bir nötron yıldızının yapısı.

Nötron yıldızlarının yüzeyindeki manyetik alan 10 12 -10 13 G değerine ulaşır (karşılaştırma için Dünya'da yaklaşık 1 G vardır), pulsarların radyo emisyonundan sorumlu olan nötron yıldızlarının manyetosferlerindeki süreçlerdir. . 1990'lardan bu yana, bazı nötron yıldızlarının magnetar (10 14 G ve daha yüksek manyetik alana sahip yıldızlar) olduğu belirlendi. Bu tür manyetik alanlar (bir elektronun manyetik alanla etkileşiminin enerjisinin dinlenme enerjisini mec² aştığı 4.414 · 10 · 13 G'nin “kritik” değerini aşan), spesifik göreli etkiler, fiziksel boşluğun polarizasyonu nedeniyle niteliksel olarak yeni fizik sağlar. vb. önemli hale gelir.

2012 yılına gelindiğinde yaklaşık 2000 nötron yıldızı keşfedilmişti. Bunların yaklaşık yüzde 90'ı bekar. Toplamda 10 8 -10 9 nötron yıldızı bizimkinde bulunabilir, yani sıradan yıldızların binde biri kadardır. Nötron yıldızları yüksek hızlarla (genellikle yüzlerce km/s) karakterize edilir. Bulut maddesinin birikmesinin bir sonucu olarak, nötron yıldızı bu durumda, yayılan enerjinin yaklaşık %0,003'ünü oluşturan (10 büyüklüğüne karşılık gelen) optik dahil farklı spektral aralıklarda görülebilir.

Işığın yerçekimsel sapması (ışığın göreli sapması nedeniyle yüzeyin yarısından fazlası görülebilir)

Nötron yıldızları, gözlemciler tarafından keşfedilmeden önce teorik olarak tahmin edilen birkaç kozmik nesne sınıfından biridir.

1933 yılında gökbilimciler Walter Baade ve Fritz Zwicky, bir süpernova patlaması sonucu bir nötron yıldızının oluşabileceğini öne sürdüler. O dönemdeki teorik hesaplamalar, bir nötron yıldızından gelen radyasyonun tespit edilemeyecek kadar zayıf olduğunu gösteriyordu. Nötron yıldızlarına olan ilgi, X-ışını astronomisinin gelişmeye başladığı 1960'larda yoğunlaştı; teori, termal emisyonlarının maksimumunun yumuşak X-ışını bölgesinde meydana geleceğini öngördü. Ancak beklenmedik bir şekilde radyo gözlemlerinde keşfedildiler. 1967'de E. Huish'in yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell, düzenli radyo dalgası darbeleri yayan nesneleri keşfetti. Bu fenomen, hızla dönen bir nesneden - bir tür "kozmik radyo işaretinden" gelen radyo ışınının dar yönlülüğü ile açıklandı. Ancak herhangi bir sıradan yıldız bu kadar yüksek bir dönüş hızında çöker. Bu tür işaretlerin rolüne yalnızca nötron yıldızları uygundu. Pulsar PSR B1919+21'in keşfedilen ilk nötron yıldızı olduğuna inanılıyor.

Bir nötron yıldızının çevredeki maddeyle etkileşimi, iki ana parametre ve bunun sonucunda bunların gözlemlenebilir tezahürleri tarafından belirlenir: dönme periyodu (hızı) ve manyetik alanın büyüklüğü. Zamanla yıldız dönme enerjisini tüketir ve dönüşü yavaşlar. Manyetik alan da zayıflıyor. Bu nedenle bir nötron yıldızı yaşamı boyunca tür değiştirebilmektedir. V.M.'nin monografisine göre, nötron yıldızlarının azalan dönüş hızı sırasına göre isimlendirilmesi aşağıda verilmiştir. Lipunova. Pulsar manyetosfer teorisi hala gelişmekte olduğundan alternatif teorik modeller mevcuttur.

Güçlü manyetik alanlar ve kısa dönüş süresi. Manyetosferin en basit modelinde manyetik alan katı bir şekilde, yani nötron yıldızının gövdesiyle aynı açısal hızla döner. Belirli bir yarıçapta alanın doğrusal dönüş hızı ışık hızına yaklaşır. Bu yarıçapa "ışık silindiri yarıçapı" denir. Bu yarıçapın ötesinde sıradan bir dipol alanı var olamaz, dolayısıyla alan şiddeti çizgileri bu noktada kesilir. Manyetik alan çizgileri boyunca hareket eden yüklü parçacıklar, nötron yıldızını bu tür uçurumlardan terk ederek yıldızlararası uzaya uçabilirler. Bu tür bir nötron yıldızı, radyo aralığında yayılan göreli yüklü parçacıkları (Fransızca ejektörden - fırlatmak, dışarı itmek) "çıkarır". Ejektörler radyo pulsarları olarak gözlenir.

Pervane

Dönüş hızı artık parçacıkların fırlatılması için yeterli olmadığından böyle bir yıldız radyo pulsarı olamaz. Ancak dönüş hızı hala yüksektir ve manyetik alanın yakaladığı nötron yıldızını çevreleyen madde düşemez, yani madde birikmesi meydana gelmez. Bu tür nötron yıldızlarının neredeyse hiçbir gözlemlenebilir belirtisi yoktur ve yeterince araştırılmamıştır.

Toplayıcı (X-ışını pulsarı)

Dönüş hızı öyle bir seviyeye düşürüldü ki artık hiçbir şey maddenin böyle bir nötron yıldızına düşmesini engellemiyor. Zaten plazma halinde olan düşen madde, manyetik alan çizgileri boyunca hareket ederek nötron yıldızının gövdesinin kutup bölgesindeki katı yüzeyine çarparak on milyonlarca dereceye kadar ısınır. Bu kadar yüksek sıcaklıklara ısıtılan madde, X-ışını aralığında parlak bir şekilde parlıyor. Düşen maddenin nötron yıldızı gövdesinin yüzeyi ile çarpışmasının meydana geldiği bölge çok küçüktür - sadece yaklaşık 100 metre. Yıldızın dönmesi nedeniyle bu sıcak nokta periyodik olarak gözden kaybolur ve düzenli X-ışını radyasyonu titreşimleri gözlemlenir. Bu tür nesnelere X-ışını pulsarları denir.

Georotatör

Bu tür nötron yıldızlarının dönüş hızı düşüktür ve birikime engel olmaz. Ancak manyetosferin boyutu öyledir ki, plazma yerçekimi tarafından yakalanmadan önce manyetik alan tarafından durdurulur. Benzer bir mekanizma Dünya'nın manyetosferinde de işliyor; bu tür nötron yıldızının adını almasının nedeni budur.

Magnetar

Olağanüstü güçlü bir manyetik alana (10 11 T'ye kadar) sahip bir nötron yıldızı. Magnetarların teorik varlığı 1992'de tahmin edildi ve gerçek varlıklarına dair ilk kanıt, 1998'de Aquila takımyıldızındaki SGR 1900+14 kaynağından gelen güçlü bir gama ışını ve X-ışını radyasyonu patlaması gözlemlendiğinde elde edildi. Magnetarların ömrü yaklaşık 1.000.000 yıldır. Magnetarlar en güçlü manyetik alana sahiptir.

Magnetarlar, çok azının Dünya'ya yeterince yakın olması nedeniyle az çalışılmış bir nötron yıldızı türüdür. Magnetarların çapı yaklaşık 20-30 km'dir ancak çoğunun kütlesi Güneş'in kütlesinden daha fazladır. Magnetar o kadar sıkıştırılmıştır ki, bir bezelye tanesinin ağırlığı 100 milyon tondan fazla olacaktır. Bilinen magnetarların çoğu, saniyede kendi eksenleri etrafında en az birkaç dönüş yaparak çok hızlı bir şekilde dönmektedir. X ışınlarına yakın gama radyasyonunda gözlemlendiğinden radyo emisyonu yaymaz. Bir magnetarın yaşam döngüsü oldukça kısadır. Güçlü manyetik alanları yaklaşık 10.000 yıl sonra kaybolur, ardından faaliyetleri ve X-ışını emisyonları sona erer. Bir varsayıma göre galaksimizde tüm varlığı boyunca 30 milyona kadar magnetar oluşmuş olabilir. Magnetarlar başlangıç ​​kütlesi yaklaşık 40 M☉ olan büyük kütleli yıldızlardan oluşur.

Magnetarın yüzeyinde oluşan şoklar yıldızda çok büyük titreşimlere neden olur; Onlara eşlik eden manyetik alandaki dalgalanmalar genellikle 1979, 1998 ve 2004'te Dünya'da kaydedilen büyük gama radyasyonu patlamalarına yol açar.

Mayıs 2007 itibariyle on iki magnetar biliniyordu ve üç aday daha onaylanmayı bekliyordu. Bilinen magnetar örnekleri:

SGR 1806-20, Yay takımyıldızında, Samanyolu galaksimizin karşı tarafında, Dünya'dan 50.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır.
SGR 1900+14, 20.000 ışıkyılı uzaklıkta, Kartal takımyıldızında yer almaktadır. Uzun bir düşük emisyon döneminin ardından (yalnızca 1979 ve 1993'teki önemli patlamalar), Mayıs-Ağustos 1998'de aktif hale geldi ve 27 Ağustos 1998'de tespit edilen patlama, NEAR Shoemaker uzay aracını kapatılmaya zorlayacak kadar güçlüydü. hasarı önlemek. 29 Mayıs 2008'de NASA'nın Spitzer teleskopu bu magnetarın çevresinde madde halkaları keşfetti. Bu halkanın 1998 yılında meydana gelen bir patlama sonucu oluştuğu sanılıyor.
1E 1048.1-5937, Karina takımyıldızı yönünde 9000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan anormal bir X-ışını pulsarıdır. Magnetarın oluştuğu yıldızın kütlesi Güneş'inkinden 30-40 kat daha büyüktü.
Magnetar kataloğunda tam bir liste verilmiştir.

Eylül 2008 itibarıyla ESO, başlangıçta magnetar olduğu düşünülen bir nesnenin (SWIFT J195509+261406) tanımlandığını bildirdi; başlangıçta gama ışını patlamalarıyla tanımlandı (GRB 070610)