Ein Neutronenstern ist ein Typ des Sternrests, der sich aus dem Gravitationskollaps eines massiven Sterns während eines Typs II, Typ Ib oder Typ Ic Supernova-Ereignis ergeben kann. Solche Sterne werden fast völlig Neutronen zusammengesetzt, die subatomare Partikeln ohne elektrische Anklage und mit der ein bisschen größeren Masse sind als Protone. Neutronensterne sind sehr heiß und werden gegen den weiteren Zusammenbruch durch den Quant-Entartungsdruck wegen des Ausschluss-Grundsatzes von Pauli unterstützt. Dieser Grundsatz stellt fest, dass keine zwei Neutronen (oder irgendwelche anderen fermionic Partikeln) denselben Platz und Quant-Staat gleichzeitig besetzen können.

Ein typischer Neutronenstern hat eine Masse zwischen ungefähr 1 und 2 Sonnenmassen, mit einem entsprechenden Radius von ungefähr 12 km, wenn die Akmal-Pandharipande-Ravenhall Gleichung des Staates (APR EOS) verwendet wird.

Im Gegensatz ist der Radius der Sonne ungefähr 60,000mal das. Neutronensterne haben gesamte Dichten, die vor dem APR EOS dazu vorausgesagt sind (zu Zeiten die Dichte der Sonne), der sich mit der ungefähren Dichte eines Atomkerns dessen vergleicht.

Die Dichte des Neutronensterns ändert sich von unten in der Kruste, mit der Tiefe zum obengenannten oder tieferen innen (dichter zunehmend, als ein Atomkern). Diese Dichte ist zur Masse der kompletten menschlichen zur Größe eines Zuckerwürfels zusammengepressten Bevölkerung ungefähr gleichwertig.

Im Allgemeinen, Kompaktsterne von weniger als 1.38 Sonnenmassen - die Grenze von Chandrasekhar - ist weiß, ragt und über 2 bis 3 Sonnenmassen über (die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze), ein Quark-Stern könnte geschaffen werden; jedoch ist das unsicher. Gravitationskollaps wird gewöhnlich auf jedem Kompaktstern zwischen 10 und 25 Sonnenmassen vorkommen und ein schwarzes Loch erzeugen.

Bildung

Da der Kern eines massiven Sterns während einer Supernova zusammengepresst wird, und in einen Neutronenstern zusammenbricht, behält er den grössten Teil seines winkeligen Schwungs. Da es nur einen winzigen Bruchteil des Radius seines Elternteils hat (und deshalb sein Moment der Trägheit scharf reduziert wird), wird ein Neutronenstern mit der sehr hohen Folge-Geschwindigkeit gebildet, und verlangsamt sich dann allmählich. Wie man bekannt, haben Neutronensterne Folge-Perioden zwischen ungefähr 1.4 Millisekunden zu 30 Sekunden. Die Dichte des Neutronensterns gibt ihm auch sehr hohen Oberflächenernst, bis zu 7 m/s mit typischen Werten einiger m/s (der mehr als 10mal von dieser der Erde ist). Ein Maß solchen riesigen Ernstes ist die Tatsache, dass Neutronensterne eine Flucht-Geschwindigkeit von ungefähr 100,000 km/s, ungefähr ein Drittel die Geschwindigkeit des Lichtes haben. Sache, die auf die Oberfläche eines Neutronensterns fällt, würde zur enormen Geschwindigkeit durch den Ernst des Sterns beschleunigt. Die Kraft des Einflusses würde wahrscheinlich die Teilatome des Gegenstands zerstören, seine ganze Sache identisch in vieler Hinsicht zum Rest des Sterns machend.

Eigenschaften

Das Schwerefeld an der Oberfläche des Sterns ist ungefähr 2mal stärker als auf der Erde. Solch ein starkes Schwerefeld handelt als eine Gravitationslinse und Kurven die Radiation, die durch den solchen Stern ausgestrahlt ist, dass Teile der normalerweise unsichtbaren hinteren Oberfläche sichtbar werden.

Ein Bruchteil der Masse eines Sterns, der zusammenbricht, um einen Neutronenstern zu bilden, wird in der Supernova-Explosion veröffentlicht, von der es sich (aus dem Gesetz der Massenenergie-Gleichwertigkeit,) formt. Die Energie kommt aus der Gravitationsbindungsenergie eines Neutronensterns.

Neutronenstern relativistische Gleichungen des von Jim Lattimer zur Verfügung gestellten Staates schließt einen Graphen des Radius gegen die Masse für verschiedene Modelle ein. Die wahrscheinlichsten Radien für eine gegebene Neutronenstern-Masse werden durch Modelle AP4 (kleinster Radius) und MS2 (größter Radius) eingeklammert. SEIEN SIE ist das Verhältnis der Gravitationsbindungsenergie-Masse, die zum beobachteten Neutronenstern Gravitationsmasse von "M" Kilogrammen mit dem Radius "R" Meter, gleichwertig

ist

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In Anbetracht aktueller Werte

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und Sternmassen "M" haben allgemein als Vielfachen einer Sonnenmasse, berichtet

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dann ist die relativistische Bruchbindungsenergie eines Neutronensterns

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Ein Zwei-Sonnenmassen-Neutronenstern würde nicht kompakter sein als 10,970-Meter-Radius (AP4 Modell). Sein Massenbruchteil Gravitationsbindungsenergie würde dann 0.187,-18.7 % (exothermic) sein. Das ist nicht nahe 0.6/2 = 0.3,-30 %.

Ein Neutronenstern ist so dicht, dass ein Teelöffel (5 Milliliter) seines Materials eine Masse, ungefähr 900mal die Masse der Großen Pyramide von Giza haben würde. Die resultierende Kraft des Ernstes ist so stark, dass, wenn ein Gegenstand war, von einer Höhe von einem Meter zu fallen, es nur eine Mikrosekunde bringen würde, um die Oberfläche des Neutronensterns zu schlagen, und so um 2000 Kilometer pro Sekunde oder 7.2 Millionen Kilometer pro Stunde tun würde.

Die Temperatur innerhalb eines kürzlich gebildeten Neutronensterns ist von ungefähr 10 bis 10 kelvin. Jedoch trägt die riesige Zahl von neutrinos, den es ausstrahlt, so viel Energie weg, dass die Temperatur innerhalb von ein paar Jahren zu ungefähr 10 kelvin fällt. Sogar an 1 Million kelvin ist der grösste Teil des durch einen Neutronenstern erzeugten Lichtes in Röntgenstrahlen. Im sichtbaren Licht strahlen Neutronensterne wahrscheinlich ungefähr dieselbe Energie in allen Teilen des sichtbaren Spektrums aus, und scheinen deshalb weiß.

Der Druck nimmt von 0.3 bis 16×10 Papa von der inneren Kruste bis das Zentrum zu.

Die Gleichung des Staates für einen Neutronenstern ist noch immer nicht bekannt. Es wird angenommen, dass es sich bedeutsam von diesem eines weißen Zwergs unterscheidet, dessen EOS der eines degenerierten Benzins ist, das in der nahen Abmachung mit der speziellen Relativität beschrieben werden kann. Jedoch mit einem Neutronenstern können die vergrößerten Effekten der allgemeinen Relativität nicht mehr ignoriert werden. Mehrere EOS sind vorgeschlagen worden (FPS, UU, APR, L, SCHLAU, und andere), und aktuelle Forschung versucht noch, die Theorien zu beschränken, Vorhersagen der Neutronenstern-Sache zu machen. Das bedeutet, dass die Beziehung zwischen Dichte und Masse nicht völlig bekannt ist, und das Unklarheiten in Radius-Schätzungen verursacht. Zum Beispiel konnte ein 1.5 Sonnenmassenneutronenstern einen Radius 10.7, 11.1, 12.1 oder 15.1 Kilometer (für EOS FPS, UU, APR oder L beziehungsweise) haben. Alle EOS zeigen dass neutronium Kompressen mit dem Druck.

Struktur

Das aktuelle Verstehen der Struktur von Neutronensternen wird durch vorhandene mathematische Modelle definiert, aber es könnte möglich sein, durch Studien von Neutronenstern-Schwingungen abzuleiten. Ähnlich asteroseismology für gewöhnliche Sterne könnte die innere Struktur durch das Analysieren von beobachteten Frequenzspektren von Sternschwingungen abgeleitet werden.

Auf der Grundlage von aktuellen Modellen wird die Sache an der Oberfläche eines Neutronensterns aus gewöhnlichen Atomkernen zusammengesetzt, die in ein festes Gitter mit einem Meer von Elektronen zerquetscht sind, die durch die Lücken zwischen ihnen fließen. Es ist möglich, dass die Kerne an der Oberfläche Eisen wegen der hohen Bindungsenergie von Eisen pro Nukleon sind. Es ist auch möglich, dass schwere Element-Kerne, wie Eisen, einfach unter der Oberfläche sinken, nur leichte Kerne wie Helium und Wasserstoffkerne verlassend. Wenn die Oberflächentemperatur 10 kelvin überschreitet (als im Fall von einem jungen Pulsar), sollte die Oberfläche Flüssigkeit statt der festen Phase sein, die in kühleren Neutronensternen (Temperatur kelvins) beobachtet ist.

Wie man

Hypothese aufstellt, ist die "Atmosphäre" des Sterns höchstens mehrere Mikrometer dick, und sein dynamisches wird vom magnetischen Feld des Sterns völlig kontrolliert. Unter der Atmosphäre stößt man auf eine feste "Kruste". Diese Kruste ist äußerst hart und (mit maximalen Oberflächenunregelmäßigkeiten von ~5 Mm) wegen des äußersten Schwerefeldes sehr glatt.

Nach innen weitergehend, stößt man auf Kerne mit jemals steigenden Zahlen von Neutronen; solche Kerne würden schnell auf der Erde verfallen, aber werden stabil durch den enormen Druck behalten.

Tiefer weitergehend, kommt man zu einem Punkt genannt Neutrontropfrohr, wo die Neutronleckstelle aus Kernen und freie Neutronen wird. In diesem Gebiet gibt es Kerne, freie Elektronen und freie Neutronen. Die Kerne werden kleiner und kleiner, bis der Kern, definitionsgemäß der Punkt erreicht wird, wo sie zusammen verschwinden.

Die Zusammensetzung der superdichten Sache im Kern bleibt unsicher. Ein Modell beschreibt den Kern als superflüssige neutrondegenerierte Sache (größtenteils Neutronen, mit einigen Protonen und Elektronen). Exotischere Formen der Sache, sind einschließlich der degenerierten fremden Sache möglich (fremde Quarke zusätzlich zu auf und ab in Quarken enthaltend), Sache, die energiereichen pions und kaons zusätzlich zu Neutronen oder ultradichte mit dem Quark degenerierte Sache enthält.

Geschichte von Entdeckungen

1934 haben Walter Baade und Fritz Zwicky die Existenz des Neutronensterns nur ein Jahr nach der Entdeckung des Neutrons durch Herrn James Chadwick vorgeschlagen. Im Suchen einer Erklärung für den Ursprung einer Supernova haben sie vorgeschlagen, dass der Neutronenstern in einer Supernova gebildet wird. Supernovae sind plötzlich erscheinende sterbende Sterne im Himmel, dessen Lichtstärke im sichtbaren Licht eine komplette Milchstraße seit den Tagen zu Wochen überstrahlen. Baade und Zwicky haben richtig damals vorgeschlagen, dass die Ausgabe der Gravitationsbindungsenergie der Neutronensterne die Supernova antreibt: "Im Supernova-Prozess wird Masse in großen Mengen vernichtet". Wenn der Hauptteil eines massiven Sterns vor seinem Zusammenbruch (zum Beispiel) 3 Sonnenmassen enthält, dann kann ein Neutronenstern von 2 Sonnenmassen gebildet werden. Die Bindungsenergie E solch eines Neutronensterns, wenn ausgedrückt, in Masseneinheiten über die Massenenergie-Gleichwertigkeitsformel E = mc, ist 1 Sonnenmasse. Es ist schließlich diese Energie das treibt die Supernova an.

Wie demonstriert und zitiert in der "Eigenschaften"-Abteilung oben hat ein zwei Sonnenmassenneutronenstern eine gleichwertige Massengravitationsbindungsenergie von nicht mehr als-18.7 % (exothermic). Ein ~2.3 Sonnenmassenneutronenstern mit ~10.000-Meter-Radius ist die große Massengrenze des AP4 Modells. Es würde eine gleichwertige Verhältnismassengravitationsbindungsenergie von 24.5 %, Hälfte der geforderten 50-%-Massenentsprechung von seiner beobachteten Gravitationsmasse im vorhergehenden Paragrafen haben. Die Neutronenstern-Maximum-Bindungsenergie unter irgendwelchen Verhältnissen kann um 25.2 % seiner beobachteten Gravitationsmasse nicht zu weit gehen.

1965 haben Antony Hewish und Samuel Okoye "eine ungewöhnliche Quelle der hohen Radiohelligkeitstemperatur im Krabbe-Nebelfleck" entdeckt. Diese Quelle hat sich erwiesen, der Krabbe-Nebelfleck-Neutronenstern zu sein, der sich aus der großen Supernova 1054 ergeben hat.

1967 hat Iosif Shklovsky den Röntgenstrahl und die optischen Beobachtungen von Scorpius x-1 untersucht und hat richtig beschlossen, dass die Radiation aus einem Neutronenstern in der Bühne der Zunahme kommt.

1967 haben Jocelyn Bell und Antony Hewish regelmäßige Radiopulse vom BEDIENUNGSFELD 1919 entdeckt. Dieser Pulsar wurde später als ein isolierter, rotierender Neutronenstern interpretiert. Die Energiequelle des Pulsars ist die Rotationsenergie des Neutronensterns. Die Mehrheit bekannter Neutronensterne (2000, bezüglich 2010) sind als Pulsars entdeckt worden, regelmäßige Radiopulse ausstrahlend.

1971 haben Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier und H. Tananbaum die 4.8 zweiten Herzschläge in einer Röntgenstrahl-Quelle in der Konstellation Centaurus, Cen x-3 entdeckt. Sie haben das als ergebend aus einem rotierenden heißen Neutronenstern interpretiert. Die Energiequelle ist Gravitations- und ergibt sich aus einem Regen von Benzin, das auf die Oberfläche des Neutronensterns von einem dazugehörigen Stern oder dem interstellaren Medium fällt.

1974 wurde Antony Hewish dem Nobelpreis in der Physik "für seine entscheidende Rolle in der Entdeckung von Pulsars" ohne Jocelyn Bell zuerkannt, die sich in die Entdeckung geteilt hat.

1974 haben Joseph Taylor und Russell Hulse den ersten binären Pulsar, PSR B1913+16 entdeckt, der aus zwei Neutronensternen (ein gesehener als ein Pulsar) besteht, um ihr Zentrum der Masse umkreisend. Die allgemeine Relativitätstheorie von Einstein sagt voraus, dass massive Gegenstände in kurzen binären Bahnen Gravitationswellen, und so ausstrahlen sollten, dass ihre Bahn mit der Zeit verfallen sollte. Das wurde tatsächlich genau beobachtet, wie allgemeine Relativität, und 1993 voraussagt, wurden Taylor und Hulse dem Nobelpreis in der Physik für diese Entdeckung zuerkannt.

2003 haben Marta Burgay und Kollegen das erste doppelte Neutronenstern-System entdeckt, wo beide Bestandteile als Pulsars, PSR J0737-3039 feststellbar sind. Die Entdeckung dieses Systems erlaubt insgesamt 5 verschiedene Tests der allgemeinen Relativität, einige von diesen mit der beispiellosen Präzision.

2010 haben Paul Demorest und Kollegen die Masse des Millisekunde-Pulsars PSR J1614-2230 gemessen, um 1.97±0.04 Sonnenmassen mit der Verzögerung von Shapiro zu sein. Das ist wesentlich höher als jede andere genau gemessene Neutronenstern-Masse (in der Reihe 1.2-1.67 Sonnenmassen, sieh PSR J1903+0327), und legt starke Einschränkungen auf die Innenzusammensetzung von Neutronensternen.

Folge

Neutronensterne rotieren äußerst schnell nach ihrer Entwicklung wegen der Bewahrung des winkeligen Schwungs; wie spinnende Eisschlittschuhläufer, die in ihren Armen ziehen, beschleunigt die langsame Folge des Kerns des ursprünglichen Sterns, wie es zurückweicht. Ein neugeborener Neutronenstern kann mehrere Male eine Sekunde rotieren lassen; manchmal absorbiert der Neutronenstern umkreisende Sache von einem dazugehörigen Stern, die Folge zu mehreren hundert Malen pro Sekunde vergrößernd, den Neutronenstern in ein an den Polen abgeplattetes Sphäroid neu formend.

Mit der Zeit verlangsamen sich Neutronensterne, weil ihre rotierenden magnetischen Felder Energie ausstrahlen; ältere Neutronensterne können mehrere Sekunden für jede Revolution nehmen.

Die Rate, an der ein Neutronenstern seine Folge verlangsamt, ist gewöhnlich unveränderlich und sehr klein: Die beobachteten Raten des Niedergangs sind zwischen 10 und 10 Sekunden für jede Folge. Deshalb, für einen typischen verlangsamen Rate von 10 Sekunden pro Folge, ein Neutronenstern, der jetzt in 1 Sekunde rotiert, wird in 1.000003 Sekunden nach einem Jahrhundert, oder 1.03 Sekunden nach 1 Million Jahren rotieren.

Manchmal wird ein Neutronenstern spinnen oder einen Störschub, eine plötzliche kleine Zunahme seiner Folge-Geschwindigkeit erleben. Wie man denkt, sind Störschübe die Wirkung eines starquake — weil sich die Folge des Sterns verlangsamt, wird die Gestalt mehr kugelförmig. Wegen der Steifkeit der "Neutron"-Kruste geschieht das als getrennte Ereignisse, weil die Kruste, ähnlich tektonischen Erdbeben zerspringt. Nach dem starquake wird der Stern einen kleineren äquatorialen Radius haben, und da winkeliger Schwung, Rotationsgeschwindigkeitszunahmen erhalten wird. Neue Arbeit weist jedoch darauf hin, dass ein starquake genügend Energie für einen Neutronenstern-Störschub nicht veröffentlichen würde; es ist darauf hingewiesen worden, dass Störschübe stattdessen durch Übergänge von Wirbelwinden im superflüssigen Kern des Sterns von einem metastable Energiestaat bis einen niedrigeren verursacht werden können.

Neutronensterne sind zum "Puls"-Radio beobachtet worden und durchleuchten Emissionen, die geglaubt sind, durch die Partikel-Beschleunigung in der Nähe von den magnetischen Polen verursacht zu werden, die nach der Drehachse des Sterns nicht ausgerichtet zu werden brauchen. Durch noch nicht völlig verstandene Mechanismen erzeugen diese Partikeln zusammenhängende Balken der Radioemission. Außenzuschauer sehen diese Balken als Pulse der Radiation, wann auch immer der magnetische Pol vorbei an der Gesichtslinie kehrt. Die Pulse kommen an derselben Rate wie die Folge des Neutronensterns, und so, scheinen periodisch. Neutronensterne, die solche Pulse ausstrahlen, werden Pulsars genannt.

Der am schnellsten rotierende Neutronenstern zurzeit bekannt, PSR J1748-2446ad, rotiert bei 716 Folgen pro Sekunde. Eine neue Zeitung hat die Entdeckung einer Röntgenstrahl-Platzen-Schwingung (ein indirektes Maß der Drehung) in 1122 Hz vom Neutronenstern XTE J1739-285 gemeldet. Jedoch, zurzeit, ist dieses Signal nur einmal gesehen worden, und sollte als versuchsweise, bis bestätigt, in einem anderen Platzen von diesem Stern betrachtet werden.

Bevölkerung und Entfernungen

Zurzeit gibt es ungefähr 2000 bekannte Neutronensterne in der Milchstraße und den Magellanic Wolken, von denen die Mehrheit als Radiopulsars entdeckt worden sind. Die Bevölkerung von Neutronensternen wird entlang der Platte der Milchstraße konzentriert, obwohl die Ausbreitungssenkrechte zur Platte ziemlich groß ist. Der Grund für diese Ausbreitung ist wegen der Asymmetrie des Supernova-Explosionsprozesses, der hohe Geschwindigkeiten (400 km/s) zum kürzlich geschaffenen Neutronenstern geben kann. Einer der nächsten bekannten Neutronensterne ist PSR J0108-1431 in einer Entfernung von ungefähr 130 parsecs (oder 424 Lichtjahre). Ein anderer nahe gelegener Neutronenstern, der entdeckt wurde, die Kulisse der Konstellation Geringer Ursa durchquerend, ist als 1RXS J141256.0+792204 katalogisiert worden. Dieser schnell bewegende Gegenstand, der durch seine kanadischen und amerikanischen Entdecker "Calvera" mit einem Spitznamen bezeichnet ist, wurde mit dem ROSAT/Bright Quellkatalog entdeckt. Anfängliche Maße haben seine Entfernung von der Erde an 200 bis 1,000 Lichtjahren weg mit späteren Ansprüchen in ungefähr 450 Lichtjahren gelegt.

Binäre Neutronensterne

Ungefähr 5 % aller Neutronensterne sind Mitglieder eines binären Systems. Das Bildungs- und Evolutionsdrehbuch von binären Neutronensternen ist ein ziemlich exotischer und komplizierter Prozess. Die dazugehörigen Sterne können entweder gewöhnliche Sterne sein, weiß ragt über oder andere Neutronensterne. Gemäß modernen Theorien der binären Evolution wird es erwartet, dass Neutronensterne auch in binären Systemen mit schwarzen Loch-Begleitern bestehen. Wie man erwartet, sind solche Dualzahlen Hauptquellen, um Gravitationswellen auszustrahlen. Neutronensterne in binären Systemen strahlen häufig Röntgenstrahlen aus, der durch die Heizung des Materials vom dazugehörigen Stern anwachsen lassenes (Benzin) verursacht wird. Das Material von den Außenschichten eines (aufgeblähten) dazugehörigen Sterns wird zum Neutronenstern infolge seines sehr starken Schwerefeldes gesaugt. Infolge dieses Prozesses können binäre Neutronensterne auch in schwarze Löcher verschmelzen, wenn die Zunahme der Masse unter äußersten Bedingungen stattfindet.

Subtypen

• Neutronenstern
• Stern von Protoneutron (PNS), hat theoretisiert.
• Radioruhige Neutronensterne
• Lauter Radioneutronenstern
• Der einzelne mit den Pulsars allgemeine Begriff für Neutronensterne, die geleitete Pulse der Radiation zu uns regelmäßig (wegen ihrer starken magnetischen Felder) ausstrahlen.
• Folge-angetriebener Pulsar ("Radiopulsar")
• Magnetar-a Neutronenstern mit einem äußerst starken magnetischen Feld (1000mal mehr als ein regelmäßige Neutronenstern), und lange Folge-Perioden (5 bis 12 Sekunden).
• Weicher Gammawiederholender (SGR)
• Anomaler Röntgenstrahl-Pulsar (AXP)
• Binäre Pulsars
• Niedrig-Massenröntgenstrahl-Dualzahlen (LMXB)
• Zwischenmassenröntgenstrahl-Dualzahlen (IMXB)
• Hoch-Massenröntgenstrahl-Dualzahlen (HMXB)
• Akkretionsangetriebener Pulsar ("Röntgenstrahl-Pulsar")
• Der Röntgenstrahl-Neutronenstern der Trenneinrichtung-a mit einem niedrigen binären Massenbegleiter, von dem Sache anwachsen lassen wird, auf unregelmäßige Ausbrüche von Energie von der Oberfläche des Neutronensterns hinauslaufend.
• Millisekunde-Pulsar (MSP) ("wiederverwandter Pulsar")
• Submillisekunde-Pulsar
• Exotischer Stern
• Quark einen hypothetischen Typ des Neutronensterns Stern-zurzeit, der aus der Quark-Sache oder fremder Sache zusammengesetzt ist. Bezüglich 2008 gibt es drei Kandidaten.
• Electroweak einen hypothetischen Typ des äußerst schweren Neutronensterns Stern-zurzeit, in dem die Quarke zu leptons durch die Electroweak-Kraft umgewandelt werden, aber der Gravitationskollaps des Sterns wird durch den Strahlendruck verhindert. Bezüglich 2010 gibt es keine Beweise für ihre Existenz.
• Preon einen hypothetischen Typ des aus der preon Sache zusammengesetzten Neutronensterns Stern-zurzeit. Bezüglich 2008 gibt es keine Beweise für die Existenz von preons.

Riesiger Kern

Ein Neutronenstern hat einige der Eigenschaften eines Atomkerns einschließlich der Dichte und aus Nukleonen zusammengesetzt zu werden. Im populären wissenschaftlichen Schreiben werden Neutronensterne deshalb manchmal als riesige Kerne beschrieben. Jedoch, in anderer Hinsicht, sind Neutronensterne und Atomkerne ziemlich verschieden. Insbesondere ein Kern wird durch die starke Wechselwirkung zusammengehalten, während ein Neutronenstern durch den Ernst zusammengehalten wird. Es ist allgemein nützlicher, solche Gegenstände wie Sterne zu betrachten.

Beispiele von Neutronensternen

• PSR J0108-1431 - nächster Neutronenstern
• LGM-1 - der erste anerkannte Radiopulsar
• PSR B1257+12 - der erste Neutronenstern, der mit Planeten (ein Millisekunde-Pulsar) entdeckt ist
• SCHNELLER J1756.9-2508 - ein Millisekunde-Pulsar mit einem Sterntyp-Begleiter mit der planetarischen Reihe-Masse (unter dem braunen Zwerg)
• PSR B1509-58 Quelle der "Hand des Gottes" Foto hat durch die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte geschossen.

Siehe auch

Magnetar

• Millisekunde-Pulsar
• Neutron
• Neutronium, Neutrondegenerierte Sache
• Sache von Preon, Preon-degenerierte Sache
• Pulsar
• Quark-Sache, mit dem Quark degenerierte Sache
• Radio beruhigt Neutronensterne
• Das Drehen von Radioübergangsprozessen
• Die Großartigen Sieben (Neutronensterne)

Links

• Einführung in Neutronensterne
• Neutronensterne für Studenten und seine Errata
• NASA auf Pulsars
• "NASA Sieht Verborgene Struktur des Neutronensterns In Starquake". SpaceDaily.com. Am 26. April 2006
• "Mysteriöse Röntgenstrahl-Quellen können einsame Neutronensterne sein". Neuer Wissenschaftler.
• "Massiver Neutronenstern schließt exotische Sache aus". Neuer Wissenschaftler. Gemäß einer neuen Analyse entstehen exotische Staaten der Sache wie freie Quarke oder BECs innerhalb von Neutronensternen nicht.
• "An der umwerfenden Geschwindigkeit abgestoppter Neutronenstern". Neuer Wissenschaftler. Ein Neutronenstern ist abgestoppt worden, in mehr als 1500 Kilometern pro Sekunde reisend.