中性子星
中性子星
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したかに星雲の画像。画像の中央右にはかにパルサーの風の反射が見える。
特徴
タイプ恒星残骸のクラス
質量範囲1.44– 2.2/2.9 M ☉
温度少なくとも42000K
平均光度中性子星の年齢に依存する
外部リンク
列をなしてメディアカテゴリー
列をなしてQ4202

中性子星は、大質量の超巨星の重力崩壊した中心核です。大質量の星の超新星爆発と重力崩壊によって中心核が白色矮星の密度を超えて原子核の密度まで圧縮された結果生じます。ブラックホールに次いで、中性子星は既知の恒星の中で2番目に小さく、最も密度が高いクラスです。[ 1 ]中性子星の半径は約10キロメートル（6マイル）で、質量は約1.4 太陽質量（M☉ ）です。[ 2 ]中性子星に崩壊する恒星は、通常、初期の全質量が10～25  M☉ 、あるいは水素やヘリウムよりも重い元素が特に多い場合はそれ以上になることもある。[ 3 ]

天の川銀河には約10億個の中性子星があると考えられている[ 4 ] 。また、超新星爆発を経験した星の数を推定すると、最低でも数億個はあるだろう。[ 5 ]しかし、その多くは長期間存在し、かなり冷却している。これらの星は電磁放射をほとんど放射しない。これまでに発見された中性子星のほとんどは、パルサーや連星系の一部である場合など、放射が発生する特定の状況でのみ発生する。低速で回転し降着しない中性子星は、電磁放射がないため検出が困難である。しかし、 1990年代にハッブル宇宙望遠鏡がRX J1856.5−3754を検出して以来、熱放射のみを放射していると思われる近傍の中性子星がいくつか検出されている。

主系列星との連星系における中性子星は、伴星から大量のガスを引き寄せる可能性があり、この過程は降着と呼ばれます。これらの連星系は進化を続け、多くの伴星は最終的に白色矮星や中性子星などのコンパクトな天体になりますが、アブレーションや衝突によって伴星が完全に破壊される可能性もあります。

中性子星系の研究は重力波天文学の中心です。連星中性子星の合体は重力波を発生させ、キロノバ[ 6 ]や短時間ガンマ線バースト[ 7 ]と関連しています。2017年、LIGOとVirgoの干渉計観測施設はGW170817を観測し、このようなイベントからの重力波の直接検出に初めて成功しました。[ 8 ]これに先立ち、重力波の間接的な証拠は、別のタイプの（合体していない）連星中性子系であるハルス・テイラーパルサーの軌道崩壊から放射される重力を研究することで推測されていました。

形成

中性子星の形成の簡略化された表現

初期質量が1000Kを超える主系列星は、8  M ☉ （太陽の8倍の質量）の恒星は、中性子星になる可能性を秘めています。恒星が主系列から進化するにつれて、恒星内元素合成によって鉄を豊富に含む核が形成されます。核の核燃料がすべて使い果たされると、核は縮退圧力のみで支えられることになります。殻の燃焼によるさらなる質量の蓄積により、核はチャンドラセカール限界を超えます。電子縮退圧力が克服され、核はさらに崩壊し、温度が1000℃を超えるまで上昇します。5 × 10 9  K。この温度では、光崩壊（高エネルギーガンマ線による鉄原子核のアルファ粒子への崩壊）が発生します。中心核の温度が上昇し続けると、電子と陽子が電子捕獲によって中性子に結合し、大量のニュートリノが放出されます。密度が原子核密度に達すると、4 × 10 17  kg/m 3では、強い反発力と中性子縮退圧力の組み合わせにより収縮が停止します。[ 9 ]収縮する恒星の外層は、中性子生成時に生成されるニュートリノの束によって停止し、急速に外側に投げ出されます。その結果、超新星爆発が発生し、中性子星が残ります。しかし、残骸の質量が約3  M ☉ を超えると、ブラックホールになります。[ 10 ]中性子星合体GW170817からの重力波の観測により、質量限界の推定値は約2.17  M ☉に修正されました。[ 11 ]

質量の大きな恒星の核は、II型超新星爆発、Ib型超新星爆発、Ic型超新星爆発の際に圧縮され、中性子星へと崩壊しますが、その角運動量のほとんどを保持します。親星の半径のごく一部しか持たないため（慣性モーメントが大幅に減少します）、中性子星は非常に高い自転速度で形成され、その後非常に長い期間をかけて減速します。中性子星は、自転周期が約1.4ミリ秒から30秒であることが知られています。中性子星の密度は、表面重力も非常に高く、典型的な値は10 12から10 13  m/s 2（以上地球の10倍の11倍である。[ 12 ]このような巨大な重力の尺度の一つとして、中性子星の脱出速度が光速の半分以上であるという事実が挙げられます。[ 13 ]中性子星の重力は、落下する物質をものすごい速度で加速し、表面近くの潮汐力はスパゲッティ化を引き起こす可能性があります。[ 13 ]

プロパティ

高速で回転するパルサーPSR B1509-58からの放射線により、近くのガスがX 線(金色)を放射し、星雲の残りの部分を照らします。ここでは赤外線(青と赤)で見えています。

中性子星は一度形成されると、もはや積極的に熱を発生せず、時間の経過とともに冷却しますが、衝突や降着によってさらに進化する可能性があります。これらの天体の基本モデルのほとんどは、極度の圧力によって通常の物質に存在する電子と陽子が結合して追加の中性子を生成するため、ほぼ完全に中性子で構成されていることを示唆しています。これらの星は、白色矮星が電子の縮退圧力によって崩壊から支えられているのと同様に、中性子縮退圧力によってさらなる崩壊から部分的に支えられています。しかし、これだけでは天体を0.7  M ☉ [ 14 ] [ 15 ]核反発力は、より質量の大きい中性子星の形成にますます寄与する。[ 16 ] [ 17 ]残骸星の質量がトルマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界を超える場合、約2.2～2.9  M ☉では、縮退圧力と核力の組み合わせでは中性子星を支えるのに不十分となり、中性子星は崩壊してブラックホールを形成します。これまでに発見された中性子星の中で最も質量が大きいPSR J0952–0607は、2.35 ± 0.17  M ☉ . [ 18 ]

新しく形成された中性子星の表面温度は、1000万ケルビン以上になることがあります。しかし、中性子星は核融合によって新たな熱を発生しないため、形成後は必然的に冷えていきます。それでも、1000年から100万年後には表面温度は100万ケルビン程度になります[ 19 ]。さらに古い中性子星でも、さらに低温の中性子星は容易に発見できます。例えば、よく研究されている中性子星RX J1856.5−3754の平均表面温度は約1000万ケルビンです。434000  K。[ 20 ]比較すると、太陽の有効表面温度は5780 K . [ 21 ]

中性子星の物質は驚くほど密度が高い。中性子星の物質が入った通常サイズのマッチ箱の重さは約30億トンで、これは地球の表面から0.5立方キロメートルの地球の塊（一辺が約800メートルの立方体）を切り取った重さと同じである。[ 22 ] [ 23 ]

星の中心核が収縮すると、角運動量保存則により自転速度が上昇するため、新たに形成された中性子星は通常、1秒間に数百回もの速度で自転します。一部の中性子星は電磁波を放射し、パルサーとして検出されます。 1967年にジョセリン・ベル・バーネルとアントニー・ヒューイッシュがパルサーを発見したことは、中性子星の存在を示唆する最初の観測的示唆となりました。現在知られている中性子星の中で最も速く自転する中性子星はPSR J1748−2446adで、1秒間に716回自転しています[ 24 ] [ 25 ]。毎分42,960回転で、表面での線形（接線）速度は0.24 ‍ c （つまり、光速のほぼ4分の1 ）のオーダーになります。

状態方程式

中性子星の状態方程式は現在のところ分かっていません。これは、中性子星が宇宙で2番目に密度が高い既知の天体であり、ブラックホールに次いで密度が低いためです。密度が非常に高いため、地球上の物質を実験室で再現することは不可能であり、理想気体などの状態方程式は実験室で検証されています。最も近い中性子星でも何パーセクも離れているため、直接研究する現実的な方法はありません。中性子星は縮退ガスに似ていることは分かっていますが、非常に強い重力のため、（白色矮星のように）厳密に縮退ガスのようにモデル化することはできません。ニュートン力学だけではこれらの条件では十分ではないため、中性子星の状態方程式には一般相対性理論を考慮する必要があります。量子色力学（QCD）、超伝導、超流動などの影響も考慮する必要があります。

中性子星の断面。

中性子星の極めて高い密度では、通常の物質は原子核の密度まで圧縮されます。具体的には、外殻の低密度の電子の海に埋め込まれた原子核から、内殻の中性子過剰構造へと変化し、外核の極めて中性子過剰の均一物質、そして内核の高密度のエキゾチックな物質状態へと変化します。[ 26 ]

中性子星の様々な層に存在する物質の性質、そして層境界で起こる相転移を理解することは、基礎物理学における未解決の大きな課題です。中性子星の状態方程式を推定できれば、中性子星の構造に関する情報が符号化され、中性子星内部の極限密度における物質の挙動を説明できるでしょう。中性子星の状態方程式への制約は、標準模型の強い相互作用の働きにも制約を与え、原子核物理学や原子物理学に深遠な影響を与えるでしょう。これにより、中性子星は基礎物理学を探究するための天然の実験室となるでしょう。

例えば、中性子星の中心核で見られるエキゾチック状態は、QCD物質の一種です。中性子星の中心の極限密度では、中性子が乱され、クォークの海が形成されます。この物質の状態方程式は量子色力学の法則に支配されており、QCD物質は地球上のいかなる実験室でも生成できないため、現在の知識のほとんどは理論的なものに過ぎません。

状態方程式が異なると、観測可能な量の値も異なります。状態方程式は密度と圧力に直接関係しますが、これらは音速、質量、半径、ラブ数といった観測可能な量の計算にもつながります。中性子星の状態方程式としては、FPS、UU、APR、L、SLyなど、多くのものが提案されており、活発な研究分野となっています。

状態方程式のもう一つの側面は、それがソフトな状態方程式か、それとも硬い状態方程式かということです。これは、あるエネルギー密度における圧力の大きさに関係し、多くの場合、相転移に対応します。物質が相転移を起こそうとするとき、圧力は、より快適な物質状態に移行するまで増加する傾向があります。ソフトな状態方程式では、エネルギー密度に対して圧力が緩やかに上昇しますが、硬い状態方程式では、圧力の上昇が急激になります。中性子星において、原子核物理学者は、状態方程式が硬いべきか柔らかいべきかをまだ検証中で、モデル内の相転移に応じて、個々の状態方程式内で状態方程式が変化することがあります。これは、以前の挙動に応じて、状態方程式の硬直化または軟化と呼ばれます。中性子星が何でできているかは不明であるため、状態方程式内で物質のさまざまな相を探求する余地があります。

密度と圧力

半径 10 km の中性子星 (左上隅) と半径 6000 km の白色矮星(後者はほぼ地球の大きさ) の比較。

中性子星の全体的な密度は3.7 × 10 17から5.9 × 10 17  kg/m 3 (2.6 × 10 14から太陽の密度の4.1 × 10 14倍） [ a ]これは、3 × 10 17  kg/m 3。[ 27 ]密度は深さとともに増加し、約地殻では1 × 10 9  kg/m 3から推定6 × 10 17または8 × 10 17  kg/m 3より深く内部に浸透する。[ 28 ]圧力はそれに応じて増加し、約内地殻では3.2 × 10 31  Pa (32  Q Pa)中心部では1.6 × 10 34  Paであった。 [ 29 ]

中性子星は非常に密度が高く、その物質の小さじ1杯（5ミリリットル）の質量は5.5 × 10 12  kgで、ギザの大ピラミッドの質量の約900倍です。[ b ]中性子星の密度の地球全体の質量は、直径305メートルの球体に収まり、アレシボ望遠鏡とほぼ同じ大きさです。

一般的な科学文献では、中性子星はマクロな原子核と表現されることがあります。確かに、どちらの状態も核子で構成されており、密度は1桁以内で似ています。しかし、他の点では、中性子星と原子核は全く異なります。原子核は強い相互作用によって結合しているのに対し、中性子星は重力によって結合しています。原子核の密度は均一ですが、中性子星は組成と密度が異なる複数の層で構成されていると予測されています。[ 30 ]

現在の制約

中性子星の状態方程式は、質量と半径の関係など、観測可能な値が異なるため、状態方程式には多くの天文学的な制約が存在します。これらの制約は主にLIGO重力波観測衛星[ 31 ]とNICER X線望遠鏡[ 32 ]から得られています。

NICERによる連星系パルサーの観測からパルサーの質量と半径を推定することで、中性子星の状態方程式を限定することができます。2021年に行われたパルサーPSR J0740+6620の測定では、パルサーの半径を限定することができました。1.4  M ☉中性子星から12.33+0.76 −0.8 95%の信頼度でkmである。[ 33 ]これらの質量半径の制約は、カイラル有効場の理論計算と組み合わされ、中性子星の状態方程式に対する制約を強化した。[ 26 ]

LIGO重力波検出から得られる状態方程式の制約は、原子核物理学および原子物理学の研究者が理論的な状態方程式（FPS、UU、APR、L、SLyなど）を提案することから始まります。提案された状態方程式は、その後、連星中性子星合体のシミュレーションを実行する天体物理学の研究者に渡されます。これらのシミュレーションから、研究者は重力波形を抽出し、連星中性子星合体によって放出される重力波と状態方程式の関係を調べることができます。これらの関係を使用して、連星中性子星合体からの重力波が観測された場合に、中性子星の状態方程式を制約できます。連星中性子星合体の数値相対論シミュレーションでは、状態方程式と重力波信号の周波数依存ピークとの関係が見つかっており、これはLIGO検出と必ず一致します。[ 34 ]例えば、LIGOによる中性子星連星合体GW170817の検出は、中性子星連星の潮汐変形能に制限を与え、状態方程式のファミリー全体を除外しました。[ 35 ]将来、コズミック・エクスプローラーのような次世代検出器で重力波信号を検出することで、さらなる制約が課される可能性があります。[ 36 ]

原子物理学者が状態方程式の尤度を理解しようとするとき、これらの制約と比較して、これらの質量と半径の中性子星が予測されるかどうかを確認するのは良いことです。[ 37 ]また、最近では流体力学を通して音速で状態方程式を制約する研究もあります。[ 38 ]

トルマン・オッペンハイマー・フォルコフ方程式

トルマン・オッペンハイマー・フォルコフ（TOV）方程式は中性子星を記述するのに用いられます。この方程式は、球対称かつ時間不変な計量に対する一般相対論のアインシュタイン方程式の解です。与えられた状態方程式を用いてこの方程式を解くと、質量や半径といった観測量が得られます。与えられた状態方程式に対してTOV方程式を数値的に解き、その状態方程式における質量と半径の関係やその他の観測量を求めるコードは数多く存在します。

以下の微分方程式を数値的に解くことで中性子星の観測量を求めることができる: [ 39 ] ここでGは重力定数、p ( r )は圧力、ϵ ( r )はエネルギー密度(状態方程式から求められる)、cは光速である。 dpdr＝−Gϵ（r）M（r）c2r2（1+p（r）ϵ（r））（1+4πr3p（r）M（r）c2）（1−2GM（r）c2r）{\displaystyle {\frac {dp}{dr}}=-{\frac {G\epsilon (r)M(r)}{c^{2}r^{2}}}\left(1+{\frac {p(r)}{\epsilon (r)}}\right)\left(1+{\frac {4\pi r^{3}p(r)}{M(r)c^{2}}}\right)\left(1-{\frac {2GM(r)}{c^{2}r}}\right)}dMdr＝4πc2r2ϵ（r）{\displaystyle {\frac {dM}{dr}}={\frac {4\pi }{c^{2}}}r^{2}\epsilon (r)}

質量と半径の関係

いくつかのシナリオにおける中性子星の質量と半径の関係。黒い点は最も質量の大きい星を示し、色付きのバーは観測されたパルサーによる制約を表す。

TOV方程式と状態方程式を用いることで、質量半径曲線を求めることができます。理論的には、正しい状態方程式が成り立つならば、存在し得るすべての中性子星は、この曲線に沿って位置するはずです。これらの曲線を作成するには、異なる中心密度についてTOV方程式を解く必要があります。それぞれの中心密度について、質量と圧力の方程式を、圧力がゼロ（星の外側を表す）になるまで数値的に解きます。各解は、その中心密度に 対応する質量と半径を与えます。

異なる状態方程式の質量半径曲線はすべて、特定の半径で最大値に達します。この最大点は最大質量として知られています。その質量を超えると、星は安定しなくなり、つまり重力に逆らって自重できなくなり、ブラックホールに崩壊します。それぞれの状態方程式は異なる質量半径曲線につながるため、それぞれの状態方程式は固有の最大質量値につながります。したがって、高質量中性子星の天文観測により、最大質量がより低い状態方程式の可能性を排除することができます。例えば、オッペンハイマーとフォルコフは、トルマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界を導きました。0.7  M ☉縮退した気体状態方程式とTOV方程式を用いると、最も中性子星PSR J0952-0607の質量は2.35 ± 0.17  M ☉。したがって、TOV状態方程式はすべての中性子星を記述するには不十分である。

中性子星の最大質量に関連する天体物理学のこの分野における現象の一つに、「質量ギャップ」と呼ばれるものがあります。質量ギャップとは、コンパクト天体がほとんど観測されていない、太陽質量のおよそ2～5倍の範囲を指します。この範囲は、現在想定されている中性子星の最大質量（約2  M ☉）と最小のブラックホール質量（〜5  M ☉）。[ 40 ]最近、重力波検出によって、この質量ギャップに該当する天体がいくつか発見されました。中性子星の真の最大質量が分かれば、その質量範囲のコンパクト天体が中性子星かブラックホールかを判断するのに役立つでしょう。

I-Love-Q関係

中性子星には、状態方程式に依存するものの、天文学的に観測可能な特性がさらに3つあります。それは、慣性モーメント、四重極モーメント、そしてラブ数です。中性子星の慣性モーメントは、一定の自転運動量で星がどれだけ速く回転できるかを表します。中性子星の四重極モーメントは、その星が球形からどれだけ変形しているかを表します。中性子星のラブ数は、潮汐力によって星がどれだけ変形しにくいかを表し、これは連星系において特に重要です。

これらの特性は星の物質、ひいては状態方程式に依存するが、これら3つの量の間には状態方程式に依存しない関係が存在する。この関係は、ゆっくりと均一に回転する星を仮定し、一般相対性理論を用いて導出する。この関係は状態方程式とは独立しているため、状態方程式に制約を加えることはできないが、他の応用は可能である。特定の中性子星についてこれら3つの量のうち1つを測定できれば、この関係を用いて他の2つを求めることができる。さらに、この関係は重力波検出器による四重極モーメントとスピンの検出における縮退を解消するのにも利用でき、一定の信頼度水準内で平均スピンを決定することを可能にする。[ 41 ]

温度

新しく形成された中性子星の内部の温度は約10 11から10 12 ケルビンである。[ 28 ]しかし、このエネルギーの多くは残留ニュートリノの膨大な束によって運び去られるため、孤立した中性子星の温度は約数年以内に10⁻6  Kに達する。 [ 28 ]この低温に達した後、ゆっくりと冷却する恒星から放出される残りの光のほとんどはX線になる。

一部の研究者は、中性子星を質量と冷却速度で分類するためにローマ数字（非縮退星のヤーキス光度クラスと混同しないでください）を使用した中性子星分類システムを提案しています。タイプIは質量と冷却速度が低い中性子星、タイプIIは質量と冷却速度が大きい中性子星、タイプIIIはさらに質量が大きく、2  M ☉で、冷却速度も速く、おそらくエキゾチックな星の候補である。[ 42 ]

磁場

中性子星の表面の磁場の強さは、約0.5 から 0.6 の範囲です。10 4から10 11 テスラ（T）である。[ 43 ]これは他のどの物体よりも桁違いに高い。比較のために、実験室では16 Tの連続磁場が達成されており、これは反磁性浮遊によって生きたカエルを浮かせるのに十分な強度である。磁場強度の変化は、スペクトルによって異なる種類の中性子星を区別することを可能にし、パルサーの周期性を説明する主な要因である可能性が高い。[ 43 ]

マグネターと呼ばれる中性子星のサブクラスは、最も強い磁場を持ち、10 8から10 11  T、[ 44 ]中性子星型ソフトガンマリピーター（SGR）[ 45 ]および異常X線パルサー（AXP）[ 46 ]の磁気エネルギー密度は広く受け入れられている仮説となっている。10 8  Tの磁場は極めて強く、通常の物質の質量エネルギー密度をはるかに超える。[ c ]この強度の磁場は真空を分極させ、複屈折を引き起こす。光子は合体または分裂し、仮想的な粒子・反粒子対が生成される。磁場は電子のエネルギーレベルを変化させ、原子は薄い円筒形に押し込まれる。通常のパルサーとは異なり、マグネターのスピンダウンは磁場によって直接駆動され、その磁場は地殻に破壊点まで応力を与えるほど強力である。地殻の破壊は星震を引き起こし、非常に明るいミリ秒単位の硬ガンマ線バーストとして観測される。火球は磁場に捕捉され、星の自転に合わせて視界に現れたり消えたりする。これは周期的に5～8秒で数分間続く軟ガンマ線リピーター（SGR）放射として観測される。[ 48 ]

強い磁場の起源は未だ解明されていない。[ 43 ]一つの仮説は「磁束凍結」、つまり中性子星形成時の磁束の保存である。 [ 43 ]ある物体の表面積に一定の磁束があり、その面積が縮小しても磁束が保存されるならば、磁場はそれに応じて増加する。同様に、崩壊する星は、最終的に形成される中性子星よりもはるかに大きな表面積から始まり、磁束が保存されるならば、はるかに強い磁場が形成される。しかし、この単純な説明では中性子星の磁場強度を完全に説明できない。[ 43 ]

重力

中性子星における重力による光の偏向。相対論的な光の偏向により、表面の半分以上が見える（各グリッドパッチは30°×30°を表す）。[ 49 ]この星の半径はシュワルツシルト半径の2倍である。[ 49 ]

中性子星の表面の重力場は約地球の2 × 10 11倍の強さで、2.0 × 10 12  m/s 2。[ 50 ]このような強い重力場は重力レンズとして機能し、中性子星から放出される放射線を曲げて、通常は見えない背面の一部が見えるようになります。[ 49 ] 中性子星の半径が 3 GM / c 2以下であれば、光子が軌道に閉じ込められる可能性があり、その結果、中性子星の表面全体が単一の視点から見えるようになり、星の半径1以下の距離にある光子の軌道が不安定になります。

中性子星を形成するために崩壊する恒星の質量の一部は、その超新星爆発によって放出されます（質量エネルギー等価の法則、E = mc 2より）。このエネルギーは、中性子星の 重力結合エネルギーから生じます。

したがって、典型的な中性子星の重力場は非常に大きい。もし物体が中性子星の1メートル半径12kmで地面に着地する。秒速1400キロメートル。しかし、衝突前であっても、潮汐力によってスパゲッティ化が起こり、あらゆる通常の物体が物質の流れに変化します。

中性子星の巨大な重力のため、地球と中性子星の間の時間の遅れは顕著です。例えば、中性子星の表面では8年かかりますが、地球では10年かかります。これは、中性子星の非常に速い自転による時間の遅れの影響を除けば、10年です。 [ 51 ]

中性子星の相対論的状態方程式は、様々なモデルにおける半径と質量の関係を記述する。[ 52 ]与えられた中性子星質量に対する最も可能性の高い半径は、AP4モデル（最小半径）とMS2モデル（最大半径）で囲まれる。E Bは、質量M、半径Rの観測中性子星の重力結合エネルギーである。[ 53 ]ここ で EBMc2＝0.60β1−β/2{\displaystyle {\frac {E_{\text{B}}}{Mc^{2}}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\beta }/{2}}}β＝GM/Rc2{\displaystyle \beta =GM/R{c}^{2}}

質量2M☉の中性子星は、半径10,970 m（AP4モデル）。その質量分率、重力結合エネルギー E B / Mc 2は0.187、-18.7%（発熱）となる。これは0.6/2 = 0.3、-30%に近い値ではない。

構造

中性子星の断面積。密度は、核子が接触し始める飽和核物質密度ρ 0で表されます。

中性子星の構造に関する現在の理解は既存の数学モデルによって定義されていますが、中性子星の振動の研究を通して、ある程度の詳細を推測できる可能性があります。通常の恒星に適用される研究である星震学は、恒星の振動の観測スペクトルを解析することで、中性子星の内部構造を明らかにすることができます。[ 12 ]

現在のモデルによれば、中性子星の表面物質は、通常の原子核が固体格子に押しつぶされ、その間の隙間を電子の海が流れている状態から構成されている。鉄は核子あたりの結合エネルギーが高いため、表面の原子核は鉄である可能性がある。[ 54 ]また、鉄などの重い元素が表面下に沈み込み、ヘリウムや水素などの軽い原子核だけが残る可能性もある。[ 54 ]表面温度が10 6  K（若いパルサーの場合）では、表面はより冷たい中性子星（温度 < 10 6 K）に存在するかもしれない固体相ではなく、流体であるはずです。 10 6  K）。[ 54 ]

中性子星の最外層は、数ミリメートルから数センチメートルの高さの大気で構成されており、数メートルから数十メートルの深さのクーロン液体の「海」へと滑らかに遷移しています。そのダイナミクスは、中性子星の自転周期と磁場によって制御されています。[ 55 ] [ 56 ]海の下には固体の地殻があります。この地殻は、強い重力場の影響で、非常に硬く、非常に滑らかです（表面の凹凸は最大でもミリメートル以下です）。[ 57 ] [ 58 ]

内部へ進むと、中性子数がどんどん増加する原子核に遭遇します。このような原子核は地球上では急速に崩壊しますが、非常に高い圧力によって安定を保っています。このプロセスが深部へと進むにつれて、中性子の滴りが圧倒的になり、自由中性子の濃度が急速に増加します。

超巨星の超新星爆発の後、その残骸から中性子星が生まれます。中性子星は主に中性子（中性粒子）で構成され、少量の陽子（正電荷粒子）と電子（負電荷粒子）、そして原子核を含んでいます。中性子星の極度の高密度状態では、多くの中性子が自由中性子となります。つまり、中性子は原子核に束縛されておらず、星の高密度物質、特に内殻と核の中で自由に動き回っています。星の寿命を通して密度が増加すると、電子のエネルギーも増加し、より多くの中性子が生成されます。[ 59 ]

中性子星において、中性子の滴りは、原子核が中性子を過剰に保持できなくなり、自由中性子の海が形成される遷移点です。中性子の滴り後に形成される中性子の海は、星の構造的完全性を維持し、重力崩壊を防ぐための追加の圧力サポートを提供します。中性子の滴りは中性子星の内殻内で発生し、密度が高すぎて原子核が中性子をそれ以上保持できなくなったときに始まります。[ 60 ]

中性子滴りの初期段階では、星内部の圧力は中性子、電子、そして全圧によってほぼ等しくなります。中性子星の密度が増加するにつれて、原子核は崩壊し、星内部の中性子圧が支配的になります。密度が原子核同士が接触し、その後合体するレベルに達すると、中性子と電子、そして陽子が混在する流体が形成されます。この遷移が中性子滴りの始まりであり、中性子星内部の支配的な圧力が縮退した電子から中性子へと移行します。

密度が非常に高い場合、中性子の圧力が恒星を支える主要な圧力となります。中性子は非相対論的（光速の数分の1）で非常に圧縮されているためです。しかし、密度が極端に高くなると、中性子は相対論的速度（光速に近い）で動き始めます。この高速化は恒星全体の圧力を大幅に増加させ、恒星の平衡状態を変化させ、エキゾチックな物質状態の形成につながる可能性があります。

その領域には、原子核、自由電子、自由中性子が存在する。原子核は、定義上、主に中性子が存在する中心核に達するまで、次第に小さくなる（重力による圧力が強い力を圧倒する）。内地殻における核物質の相の予想される階層は、「核パスタ」として特徴付けられ、圧力が高くなるにつれて空隙が少なく、構造が大きくなる。[ 61 ] 中心核の超高密度物質の組成は依然として不明である。あるモデルでは、中心核は超流動中性子縮退物質（主に中性子で、陽子と電子が少し含まれる）と説明されている。よりエキゾチックな物質の形態も考えられ、縮退ストレンジ物質（アップクォークとダウンクォークに加えてストレンジクォークを含む）、中性子に加えて高エネルギーパイ中間子とカオンを含む物質[ 12 ]、または超高密度クォーク縮退物質などが挙げられる。

放射線

回転するパルサーのアニメーション。中央の球体は中性子星、曲線は磁力線、突き出た円錐は放射領域を表しています。

パルサー

中性子星は、その電磁放射から検出されます。中性子星は通常、電波やその他の電磁放射をパルス状 に放出するものとして観測され、パルス状に放出される中性子星はパルサーと呼ばれます。

パルサーの放射は、磁極付近での粒子の加速によって引き起こされると考えられていますが、磁極は中性子星の自転軸と必ずしも一致している必要はありません。磁極付近に大きな静電場が形成され、電子放出につながると考えられています。[ 62 ]これらの電子は磁力線に沿って磁気的に加速され、曲率放射を引き起こします。この放射は曲率面に向かって強く偏向します。 [ 62 ]さらに、高エネルギー光子は低エネルギー光子や磁場と相互作用して電子-陽電子対を生成し、電子-陽電子消滅によってさらに高エネルギー光子が生成されます。[ 62 ]

中性子星の磁極から放射される放射線は、中性子星の磁気圏に関連して、磁気圏放射線と呼ばれる。 [ 63 ]これは、磁気軸が回転軸と一致していないために放射される磁気双極子放射線と混同しないようにする必要がある。磁気双極子放射線は、中性子星の回転周波数と同じ放射線周波数を持つ。[ 62 ]

中性子星の自転軸が磁気軸と異なる場合、外部観測者は、中性子星の自転中に磁気軸が観測者の方を向いている場合にのみ、これらの放射線ビームを観測します。したがって、中性子星の自転と同じ速度で 周期的なパルスが観測されます。

2022年5月、天文学者たちは、既知の中性子星とは異なる回転特性を持つ超長周期電波放射中性子星PSR J0901-4046を報告した。 [ 64 ]その電波放射がどのように発生するかは不明であり、パルサーの進化に関する現在の理解に疑問を投げかけるものである。[ 65 ]

非脈動中性子星

パルサーに加えて、脈動しない中性子星も特定されていますが、それらの明るさにはわずかな周期的な変化がある可能性があります。[ 66 ] [ 67 ]これは、超新星残骸（SNR内のCCO）の中心コンパクトオブジェクトとして知られるX線源の特徴であると思われます。中心コンパクトオブジェクトは、若い、電波が静かな孤立した中性子星であると考えられています。[ 66 ]

スペクトラ

電波放射に加えて、中性子星は電磁スペクトルの他の領域でも確認されています。これには可視光、近赤外線、紫外線、X線、ガンマ線が含まれます。[ 63 ] X線で観測されるパルサーは、降着エネルギーを持つ場合はX線パルサーとして知られ、可視光で確認されるものは光パルサーとして知られています。検出された中性子星の大部分は、可視光、X線、ガンマ線で確認されたものも含めて、電波も放射しています。 [ 68 ]かにパルサーはスペクトル全体にわたって電磁放射を放射しています。[ 68 ]しかし、電波放射が検出されない、電波静穏中性子星と呼ばれる中性子星も存在します。 [ 69 ]

回転

中性子星は角運動量保存則により、形成後非常に速く回転します。回転するアイススケーターが腕を引っ込めるのと同じように、星の中心核のゆっくりとした回転は、収縮するにつれて加速します。生まれたばかりの中性子星は、1秒間に何度も回転することができます。

スピンダウン

既知の回転動力パルサー（赤）、異常X線パルサー（緑）、高エネルギー放射パルサー（青）、連星パルサー（ピンク）のP - Pドット図

中性子星は時間の経過とともに減速します。これは、回転する磁場が実質的に自転に伴うエネルギーを放射するためです。古い中性子星では、一回転するのに数秒かかることがあります。これはスピンダウンと呼ばれます。中性子星の自転速度が減速する速度は通常一定で、非常に小さいです。

周期時間（P）は自転周期、つまり中性子星の1回転にかかる時間です。自転速度の減速率であるスピンダウン率は、Pの時間微分として（P -dot）で表されます。これは単位時間あたりの周期時間の増加として定義され、無次元量ですが、s⋅s -1 （秒/秒）という単位で表されることがあります。[ 62 ]P˙{\displaystyle {\dot {P}}}

中性子星のスピンダウン率（Pドット）は通常、10 −22から10 −9  s⋅s −1であり、より短い周期（またはより速く回転する）観測可能な中性子星は通常、より小さなP点を持つ。中性子星は年をとるにつれて、その自転速度は遅くなり（Pは増加する）、最終的には自転速度が電波放射機構に電力を供給できなくなるほど遅くなり、中性子星からの電波放射はもはや検出できなくなる。[ 62 ]

PとPドットは中性子星の磁場の下限値を推定することを可能にする。[ 62 ] PとPドットはパルサーの特性年齢を計算するのにも使用できるが、若いパルサーに適用した場合、真の年齢よりもいくらか大きい推定値を与える。[ 62 ]

PとPドットは、中性子星の慣性モーメントと組み合わせて、記号Eドットで示されるスピンダウン光度と呼ばれる量を推定することもできます。これは測定された光度ではなく、放射として現れる回転エネルギーの計算された損失率です。スピンダウン光度が実際の光度に匹敵する中性子星は、 「回転駆動」されていると言われています。[ 62 ] [ 63 ]かにパルサーの観測された光度はスピンダウン光度に匹敵し、回転運動エネルギーがそこからの放射に電力を供給するというモデルを裏付けています。[ 62 ]実際の光度がスピンダウン光度の約 100 倍を超えるマグネターなどの中性子星では、光度は回転駆動ではなく、磁気散逸によって駆動されていると想定されています。[ 70 ]E˙{\displaystyle {\dot {E}}}

PとPの点を中性子星にプロットすることで、P - P点図を作成することもできます。この図はパルサーの種族とその特性に関する膨大な情報を含んでおり、中性子星にとっての重要性においてヘルツシュプルング・ラッセル図に例えられています。 [ 62 ]

スピンアップ

磁気軸を通してX線を噴出する降着円盤を持つ中性子星を描いたコンピューターシミュレーション

中性子星の自転速度は増加する可能性があり、このプロセスはスピンアップと呼ばれます。中性子星は伴星から周回する物質を吸収し、自転速度を増加させて扁平な回転楕円体へと形状を変化させることがあります。これにより、ミリ秒パルサーの場合、中性子星の自転速度は毎秒100回以上増加します。

現在知られている中性子星の中で最も速く回転する中性子星PSR J1748-2446adは、毎秒716回転する。[ 71 ] 2007年の論文では、中性子星XTE J1739-285から1122HzのX線バースト振動が検出され、この振動はスピンの間接的な指標となることが報告されている。  [ 72 ]これは毎秒1122回転を示唆している。しかしながら、現時点でこの信号は一度しか観測されておらず、この星からの別のバーストで確認されるまでは暫定的なものとみなすべきである。

グリッチとスタークエイク

NASAのアーティストによる「星震」または「恒星震」の想像図

中性子星は時折、グリッチと呼ばれる突然の小さなスピンアップ現象を起こすことがあります。[ 73 ]グリッチは星震の影響であると考えられています。中性子星の自転が遅くなるにつれて、その形状は球状に近づきます。「中性子」地殻の硬さのため、これは地殻が破壊される際に個別の事象として発生し、地震に似た星震を引き起こします。星震の後、星の赤道半径は小さくなり、角運動量が保存されるため、自転速度が増加します。

マグネターで発生する星震とそれに伴うグリッチは、ソフトガンマリピーターと呼ばれるガンマ線源の主な仮説である。[ 45 ]

しかし、最近の研究では、星震は中性子星のグリッチに十分なエネルギーを放出しないことが示唆されている。グリッチは、中性子星の理論上の超流動コア内の渦が準安定エネルギー状態からより低い状態に移行することで発生し、その結果、回転速度の増加として現れるエネルギーが放出されるのではないかと示唆されている。[ 74 ] [ 73 ]

グリッチ対策

中性子星の反グリッチ、すなわち突然の小さなスピンダウンも報告されている。[ 75 ] [ 76 ]これはマグネター1E 2259+586で発生し、あるケースではX線輝度が20倍に増加し、スピンダウン率の大幅な変化が生じた。現在の中性子星モデルでは、このような挙動は予測できない。もし原因が内部的なものであれば、これはマグネター内部構造の超流動成分と固体外殻の差動回転を示唆する。[ 75 ] [ 73 ]

人口と距離

現在、天の川銀河とマゼラン雲には約3,200個の中性子星が知られており、その大部分は電波パルサーとして検出されています。中性子星は主に天の川銀河の円盤に沿って集中していますが、超新星爆発の過程で新しく形成された中性子星に高い移動速度（400 km/s）が与えられるため、円盤に垂直な方向への広がりは大きくなっています。

地球に最も近い中性子星として知られているのは、地球から約400光年離れたRX J1856.5−3754と、約424光年離れたPSR J0108−1431である。 [ 77 ] RX J1856.5-3754は、 「荒野の七人」と呼ばれる中性子星の近接グループのメンバーである。こぐま座を背景に通過することが検出されたもう1つの近傍中性子星は、カナダ人とアメリカ人の発見者によって、1960年の映画「荒野の七人」の悪役にちなんでカルベラと愛称が付けられた。この高速で移動する天体は、 ROSATブライトソースカタログを使用して発見された。

中性子星は、その生涯の最も初期の段階（ほとんどの場合、100 万年未満）でのみ現代の技術で検出可能であり、黒体放射と他の星への重力の影響を通じてのみ検出可能な古い中性子星の数は、中性子星の数をはるかに上回っています。

中性子連星系

Circinus X-1：連星中性子星からのX線光リング（2015年6月24日；チャンドラX線観測衛星）

既知の中性子星の約5%は連星系を構成している。連星中性子星[ 78 ]や二重中性子星[ 79 ]の形成と進化は複雑な過程を辿る。中性子星は、通常の主系列星、赤色巨星、白色矮星、あるいは他の中性子星との連星系で観測されている。現代の連星進化理論によれば、ブラックホールを伴った連星系にも中性子星が存在すると予想されている。2つの中性子星、あるいは中性子星とブラックホールを含む連星系の合体は、重力波の放出を通して観測されている[ 80 ] [ 81 ]。

X線連星

中性子星を含む連星系は、しばしばX線を放射します。これは、中性子星の表面に向かって落下する高温ガスから放出されるものです。ガスの源は伴星であり、二つの星が十分に近ければ、伴星の外層は中性子星の重力によって剥ぎ取られる可能性があります。中性子星がこのガスを吸収するにつれて、その質量は増加する可能性があります。十分な質量が吸収されると、中性子星はブラックホールへと崩壊する可能性があります。[ 82 ]

中性子星連星合体と元素合成

中性子星合体のコンピュータシミュレーションから得られた4枚のスナップショット。左上から時計回りに：
  1. 2つの中性子星が最初の接触を起こす
  2. 巨大な潮汐力が中性子星の外層を破壊し始める
  3. 中性子星は完全に潮汐破壊されている
  4. ブラックホールが形成され、降着円盤に囲まれる

近接連星系における2つの中性子星間の距離は、重力波が放出されるにつれて縮むことが観測されている。[ 83 ]最終的には、中性子星は接触して合体する。中性子星連星の合体は、短時間ガンマ線バーストの起源に関する有力なモデルの一つである。このモデルの強力な証拠は、短時間ガンマ線バーストGRB 130603Bに関連するキロノバの観測から得られ、 [ 84 ] LIGO、Virgo 、およびこのイベントを観測する電磁スペクトルをカバーする70の観測所による重力波GW170817と短時間GRB 170817Aの検出によって最終的に確認された。[ 85 ] [ 86 ] [ 87 ] [ 88 ]キロノヴァから放出される光は、2つの中性子星の合体で放出された物質の放射性崩壊に由来すると考えられています。合体により、瞬間的に中性子束が非常に高い環境が作り出され、 r過程が発生する可能性があります。これは、超新星元素合成とは対照的に、鉄以外の元素の同位体の約半分を生成する原因となっている可能性があります。[ 89 ]

惑星

中性子星は太陽系外惑星を宿すことがある。これらは、元々の惑星、周連星系惑星、捕獲された惑星、または2回目の惑星形成の結果である場合がある。パルサーはまた、恒星から大気を剥ぎ取って惑星質量の残骸を残すことがあり、これは解釈次第で地下惑星または恒星物体として理解される可能性がある。パルサーの場合、そのようなパルサー惑星はパルサータイミング法で検出でき、この方法は他の方法よりも高精度で、はるかに小さな惑星の検出を可能にする。2つの系が決定的に確認されている。これまでに発見された最初の太陽系外惑星は、 1992～1994年に発見されたパルサーリッチの周りの3つの惑星、ドラウグル、ポルターガイスト、フォベトールである。これらのうちドラウグルは、質量が月の2倍で、これまでに発見された中で最も小さい太陽系外惑星である。もう一つの系はPSR B1620−26で、中性子星と白色矮星の連星系を周回する周連星系です。また、未確認の候補もいくつかあります。パルサー惑星は可視光はほとんど受けませんが、大量の電離放射線と高エネルギー恒星風を受けるため、現在知られている限りでは生命にとってかなり過酷な環境となっています。

発見の歴史

可視光による孤立した中性子星の初めての直接観測。この中性子星はRX J1856.5−3754である。

1933年12月のアメリカ物理学会の会議（議事録は1934年1月に出版された）で、ウォルター・バーデとフリッツ・ツビッキーは中性子星の存在を提唱した[ 90 ] [ d ] 。これはジェームズ・チャドウィックによる中性子の発見から2年も経っていなかった。[ 93 ]超新星の起源の説明を求めて、彼らは超新星爆発において普通の恒星が極めて密集した中性子からなる恒星に変化すると暫定的に提唱した。彼らはこれを中性子星と呼んだ。バーデとツビッキーは当時、中性子星の重力結合エネルギーの解放が超新星のエネルギー源であると正しく提唱した。「超新星爆発の過程では、大量の質量が消滅する」。中性子星は検出するにはあまりにも暗いと考えられており、1967年11月までほとんど研究されていませんでした。フランコ・パチーニが、中性子星が自転し、強力な磁場を持っているならば電磁波が放射されるはずだと指摘したのです。パチーニは知りませんでしたが、ケンブリッジ大学の電波天文学者アントニー・ヒューイッシュと大学院生ジョスリン・ベルは、間もなく、現在ではパルサーとして知られる、高度に磁化され高速で自転する中性子星であると考えられている星からの電波パルスを検出することになります。

1965年、アントニー・ヒューイッシュとサミュエル・オコエは「かに星雲における異常な高電波輝度温度源」を発見した。[ 94 ]この源は1054年の巨大超新星爆発によって生じたかにパルサーであることが判明した。

1967年、ヨシフ・シュクロフスキーはさそり座X-1のX線と可視光線の観測結果を調べ、その放射線は降着段階にある中性子星から来ていると正しく結論付けました。[ 95 ]

1967年、ジョセリン・ベル・バーネルとアントニー・ヒューイッシュはPSR B1919+21から規則的な電波パルスを発見しました。このパルサーは後に、孤立した回転する中性子星であると解釈されました。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す。既知の中性子星の大部分（2010年時点で約2000個）は、規則的な電波パルスを放射するパルサーとして発見されています。

1968年、リチャード・V・E・ラブレスと共同研究者らは、アレシボ天文台を用いてかにパルサーの周期をミリ秒単位で発見した。[ 96 ] [ 97 ]この発見の後、科学者らはパルサーは回転する中性子星であると結論付けた。[ 98 ]それ以前は、多くの科学者らはパルサーは脈動する白色矮星であると信じていた。 P≈33{\displaystyle P\!\approx 33}

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・レビンソン、E・シュライアー、そしてH・タナンバウムは、ケンタウルス座（ Cen X-3）のX線源に4.8秒の脈動を発見した[ 99 ]。彼らはこれを回転する高温の中性子星に起因するものと解釈した。エネルギー源は重力であり、伴星または星間物質から中性子星の表面に降り注ぐガスの雨によって生じる。

1974年、アントニー・ヒューイッシュは「パルサー発見における決定的な役割」によりノーベル物理学賞を受賞したが、発見に関わったジョスリン・ベルは受賞しなかった。 [ 100 ]

1974年、ジョセフ・テイラーとラッセル・ハルスは、最初の連星パルサーPSR B1913+16を発見しました。これは、2つの中性子星（1つはパルサーとして観測されます）がそれぞれの重心の周りを公転するものです。アルバート・アインシュタインの一般相対性理論は、連星系の短い軌道を周回する質量の大きい天体は重力波を放出し、その結果、軌道は時間とともに減衰すると予測しています。これはまさに一般相対性理論の予測通りに観測され、1993年にテイラーとハルスはこの発見によりノーベル物理学賞を受賞しました。[ 101 ]

1982年、ドン・バッカーとその同僚は、最初のミリ秒パルサーであるPSR B1937+21を発見した[ 102 ]。この天体は1秒間に642回自転しており、この値は中性子星の質量と半径に根本的な制約を与えた。その後も多くのミリ秒パルサーが発見されたが、PSR B1937+21は24年間、 PSR J1748-2446ad （1秒間に約716回自転）が発見されるまで、最速自転パルサーとして知られていた。

2003年、マルタ・バーゲイとその同僚は、両方の構成要素がパルサーとして検出できる最初の二重中性子星系、PSR J0737−3039を発見しました。[ 103 ]この系の発見により、一般相対性理論の5つの異なる検証が可能になり、そのいくつかは前例のない精度で検証されました。

2010年、ポール・デモレストとその同僚は、ミリ秒パルサーPSR J1614−2230の質量を測定し、 シャピロ遅延法を用いた場合、1.97 ± 0.04 M ☉となる。[ 104 ]これは、これまでに測定された中性子星の質量（1.67  M ☉ 、 PSR J1903+0327参照）よりも大幅に高く、中性子星の内部構成に強い制約を課すものである。

2013年にジョン・アントニアディスとその同僚はPSR J0348+0432の質量を測定し、 白色矮星分光法を用いて、2.01 ± 0.04 M ☉という質量比の星の存在を確認した。 [ 105 ]これにより、別の手法を用いてこのような質量の星の存在が確認された。さらに、これにより初めて、このような質量の星を用いた一般相対性理論の検証が可能になった。

2017年8月、LIGOとVirgoは衝突する中性子星（GW170817）によって生成された重力波を初めて検出し、[ 106 ]中性子星に関するさらなる発見につながりました。

2018年10月、天文学者たちは、2015年に検出されたガンマ線バースト現象であるGRB 150101Bが、歴史的なGW170817と直接関連し、 2つの中性子星の合体と関連している可能性があると報告した。ガンマ線、可視光線、X線放射、そして関連するホスト銀河の性質に関して、2つの現象の類似性は「驚くべき」ものであり、2つの別々の現象はどちらも中性子星の合体の結果である可能性があり、どちらもキロノバである可能性を示唆している。研究者によると、キロノバはこれまで考えられていたよりも宇宙で一般的である可能性があるという。[ 107 ] [ 108 ] [ 109 ] [ 110 ]

2019年7月、天文学者たちは、GW170817の中性子星合体の検出に続いて、中性子星のペアの合体に基づいてハッブル定数を決定し、以前の方法の矛盾を解決する新しい方法が提案されたと報告した。 [ 111 ] [ 112 ]ハッブル定数の測定値は70.3+5.3 −5.0(km/s)/Mpc. [ 113 ]

サウサンプトン大学の博士課程学生ファビアン・ギッティンズによる2020年の研究では、表面の凹凸（「山」）の高さはわずか1ミリメートル未満（中性子星の直径の約0.000003%）で、これまでの予測の数百倍も小さい可能性があることが示唆されており、この結果は、回転する中性子星からの重力波が検出されない理由に影響を及ぼす。[ 114 ] [ 58 ] [ 115 ]

2024年2月23日付のサイエンス誌の記事によると、天文学者たちは37年間の探究の末、JWSTを用いて超新星1987Aの恒星爆発の残骸の中に中性子星を発見した。パラダイムシフトとも言えるJWSTの新たなデータは、これまで捉えきれなかった超新星残骸内の中性子星の直接的な確認と、SN 1987Aの残骸内で起こっているプロセスへのより深い理解をもたらすものである。[ 116 ]

サブタイプ

中性子星の種類
中性子星と降着円盤のコンピュータレンダリング。磁力線が投影され、強力なX線バーストが観測されている。シミュレーションは、NASAのNuSTARとSwift、そしてESAのXMM-Newton観測所の2017年のデータに基づいている。

中性子星で構成される、または中性子星を含む天体には、いくつかの種類があります。

実際には中性子星ではないが、同様の特性を持つコンパクト星として理論化されているものも数多くある。

  • 原中性子星（PNS）[ 122 ]は、理論上は中間段階の天体であり、冷却して収縮し、中性子星またはブラックホールを形成する[ 123 ]。
  • エキゾチック星: 中性子物質よりも密度の高い物質で構成され、中性子や陽子以外のクォーク、ハイペロン、その他の亜原子粒子を含む可能性のある、仮説上のコンパクトな星。
    • ソーン・ジトコフ天体: 現在、中性子星が赤色巨星に合体する仮説上の天体。
    • 電弱星：現在、非常に重い中性子星の一種として仮説的に考えられている。電弱相互作用によってクォークがレプトンに変換されるが、中性子星の重力崩壊は輻射圧によって阻止される。2018年現在、その存在を示す証拠はない。
    • プレオン星：現在、プレオン物質で構成された仮説上の中性子星の一種。2018年現在、プレオンの存在を示す証拠はない。

中性子星の例

明るいオーロラが見えるパルサー惑星PSR B1257+12 Cの想像図
  • 直径25キロメートル（16マイル）の球形に50万地球質量の中性子星
  • 中性子星の衝突
  • 中性子星の衝突
  • 光を曲げる中性子星の想像図
    光を曲げる中性子星の想像図

参照

注記

  1. ^3.7 × 10 17  kg/m 3は質量から算出される2.68 × 10 30  kg / 半径12 kmの星の体積;5.9 × 10 17  kg/m 3は質量から算出される星の半径11.9 kmあたり4.2 × 10 30  kg
  2. ^半径10 kmの中性子星の物質の平均密度は1.1 × 10 12  kg/cm 3。したがって、このような物質5mlの質量は5.5 × 10 12  kg、または55億トン 。これは世界の人類の総質量の約15倍に相当します。あるいは、半径20kmの中性子星（平均密度5ml）から5mlのガスが排出されます。8.35 × 10 10  kg/cm 3）の質量は約4億トンで、これは全人類の質量とほぼ同じです。重力場は約1000万トンです。2 × 10 11  gまたは約2 × 10 12  N/kg。月の重量は次のように計算される。1 グラム。
  3. ^磁場Bの磁気エネルギー密度はU = ⁠1/2⁠ μ 0 B 2 . [ 47 ] B =を代入すると10 8  T、 U =を得る4 × 10 21  J/m 3。c 2で割ると、等価質量密度は次のようになる。44,500  kg/m 3であり、これは既知のすべての物質の標準温度および圧力密度を超えています。最も密度の高い安定した元素であるオスミウムの場合は22,590  kg/m 3です。
  4. ^中性子が発見される前の1931年、レフ・ランダウは中性子星の存在を予言しており、「原子核が接近して巨大な一つの核を形成する」星について記していた。 [ 91 ]しかし、ランダウが中性子星を予言したという広く信じられていた見解は誤りであることが判明した。 [ 92 ]

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出典

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