中性子星形成の簡略化された図 初期質量が より大きい主系列星 M☉ （太陽 の8倍の質量） 恒星核合成によって 鉄に富む核が形成される。核内の核燃料がすべて消費されると、核は縮退圧のみによって支えられるようになる。シェル燃焼によるさらなる質量の堆積により、核はチャンドラセカール限界 を超える。電子縮退圧が克服され、核はさらに崩壊し、温度は1000 M☉を超える。× 10⁹ K。 光崩壊 （ アルファ粒子 への崩壊）が起こります。コアの温度が上昇し続けると、電子と陽子が結合して電子捕獲 により中性子を形成し、大量のニュートリノ が放出されます。密度が核密度に達すると、× 10 17 kg/m 3 を 超えると、強い 反発力と中性子縮退圧の組み合わせによって収縮が停止します。[ 9 ] 超新星爆発 を起こして中性子星を残します。しかし、残骸の質量が約 4 × 10 17 kg/m 3 を超えると、M☉ を [ 10 ] GW170817からの重力波の観測により、非回転中性子星の質量の上限推定値は約 2.17 M☉ に改良された。GW170817はその後すぐにブラックホールを生成したと考えられている。 [ 11 ]
質量が大きい恒星の核は、 II型超新星 、Ib型超新星、または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、その際、角運動量 の大部分を保持します。親星の半径のごく一部しか持たないため（慣性モーメントが急激 に減少するため）、中性子星は非常に高速で回転し、その後、非常に長い時間をかけて回転速度が低下します。中性子星の自転周期は、約1.4 ミリ秒から30秒まで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、典型的な値は次のようになります。12 13 m/s 2 地球の 10～ 11 [ 12 ] 脱出速度が 光速の 半分以上であるという事実がある。[ 13 ] 潮汐力は スパゲッティ化を 引き起こす可能性がある。[ 13 ]
不動産 高速回転するパルサー PSR B1509−58 からの放射は、近くのガスにX線（金色）を放出させ、 星雲 の残りの部分を照らします。ここでは赤外線 （青と赤）で観測されています。 中性子星は一度形成されると、もはや活発に熱を発生させることはなく、時間とともに冷却されますが、衝突 や降着 によってさらに進化する可能性があります。これらの天体に関する基本的な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になるため、 中性子がほぼ完全に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 縮退圧 によって崩壊を防がれているのと同様に、中性子縮退圧 によってさらなる崩壊を部分的に防がれています。しかし、これだけでは天体を支えるには十分ではありません。M☉ [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] 残骸 質量が トルマン・オッペンハイマー・ボルコフ限界 を超えると、およそ太陽 質量では ブラックホール を形成する。これまでに検出された中性子星の中で最も質量が大きいPSR J0952–0607 は、± 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 以上になる可能性がある。しかし、中性子星は核融合によって新たな熱を発生させないため、形成後は必然的に冷却される。それでも、表面温度は1000年から100万年後には約100万ケルビンになる[ 19 ] RX J1856.5−3754 K。[ 20わずか K[ 21 ]
中性子星の物質は驚くほど高密度 です。中性子星の物質が入った通常のサイズのマッチ箱の重さは約30 億 トンで、地球の表面から切り取った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）と同じ重さになります。[ 22 ] [ 23 ]
星の核が崩壊すると、角運動量保存の法則 により回転速度が増加するため、新しく形成された中性子星は通常、毎秒数百回転まで回転します。一部の中性子星は電磁波ビームを放出し、パルサーとして検出可能であり、 1967年にジョスリン・ベル・バーネル とアントニー・ヒューイッシュ によってパルサーが発見されたことは、中性子星の存在を示唆する最初の観測結果でした。最も速く回転する中性子星はPSR J1748−2446ad で、毎秒716回転しています[ 24 ] [ 25 ] 毎分 42,960回転で、表面での線速度（接線速度）は c の約0.24倍（つまり、光速の ほぼ4分の1 ）になります。
状態方程式 中性子星の状態方程式は 現在知られていません。これは、中性子星が宇宙で2番目に密度の高い天体であり、ブラックホールより密度が低いためです。この極めて高い密度のため、地球上の実験室でその物質を再現することは不可能であり、理想気体などの他の物質の状態方程式を検証する方法とは異なります。最も近い中性子星は数パーセクも離れているため、直接研究することは現実的に不可能です。中性子星は縮退ガスに似ていると考えられていますが、極めて高い重力のため、（白色矮星のように）厳密に縮退ガスとしてモデル化することはできません。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。なぜなら 、ニュートン重力ではもはや十分ではないからです。 量子色力学 （QCD）、超伝導 、超流動 などの効果も考慮する必要があります。
中性子星の断面積 中性子星の極めて高い密度では、通常の物質は核密度まで圧縮されます。具体的には、物質は外殻の低密度で電子の海に埋め込まれた原子核から、内殻のますます中性子に富む構造、外核の極めて中性子に富む均一な物質、そしておそらく内核の高密度でのエキゾチックな物質の状態まで多岐にわたります。[ 26 ]
中性子星の様々な層に存在する物質の性質、そしてそれらの層の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大きな未解決問題である。中性子星の状態方程式を仮定することで、中性子星の構造に関する情報が明らかになり、中性子星内部に見られる極めて高い密度における物質の振る舞いを説明できるだろう。中性子星の状態方程式に対する制約は、標準模型 の強い相互作用 の働きに関する制約となり、原子核物理学や原子物理学に重大な影響を与えることになる。これにより、中性子星は基礎物理学を探求するための理想的な実験室となるだろう。
例えば、中性子星の中心部に存在する可能性のある特異な状態は、QCD物質 の一種です。中性子星の中心部の極めて高い密度では、中性子が崩壊し、クォークの海が生じます。この物質の状態方程式は量子色力学 の法則によって支配されますが、QCD物質は地球上のどの実験室でも生成できないため、現在QCD物質について知られていることのほとんどは仮説に過ぎません。
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、これらから音速、質量、半径、ラブ数 などの観測量を計算することができます。中性子星の状態方程式としては、FPS、UU、APR、L、SLyなど、多くの提案があり、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、それが軟らかい状態方程式か硬い状態方程式かということです。これは、特定の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しているとき、圧力はより快適な物質の状態 に移行するまで増加する傾向があります。軟らかい状態方程式では、圧力はエネルギー密度に対して緩やかに上昇しますが、硬い状態方程式では、圧力はより急激に上昇します。中性子星では、原子核物理学者は状態方程式が硬いべきか軟らかいべきかをまだ検証しており、モデル内の相転移に応じて、個々の状態方程式内で変化することもあります。これは、以前の挙動に応じて、状態方程式の硬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、状態方程式内でさまざまな物質相を調査する余地があります。
密度と圧力 半径10kmの中性子星（左上）と半径6,000kmの白色矮星（ 地球 とほぼ同じ大きさ）の比較。 中性子星の全体的な密度は× 10 17 × 10 17 kg/m 3 × 10 14 × 10 14 [ a ] × 10 17 kg/m 3 [ 27 ] 1 × 10 9 kg/m 3と推定される × 10 17 × 10 17 kg/m 3 [ 28 ] 3.2 × 10 31 Pa (32 Q Pa) から 1.6 × 10 34 Pa 。 [ 29 ]
中性子星は非常に高密度であるため、その物質を小さじ1杯（4.929ミリリットル）にすると質量は100万分の1を超える。 × 10 12 kg 、ギザの大ピラミッド の質量の約900倍。[ b ] 直径305 mの球体に収まり、アレシボ望遠鏡 とほぼ同じ大きさになります。
一般向けの科学書では、中性子星は巨視的な原子核 として説明されることがあります。実際、どちらの状態も核子 で構成されており、密度も桁違いに似ています。しかし、他の点では、中性子星と原子核はかなり異なります。原子核は強い相互作用 によって結合していますが、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から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、さまざまな観測量をもたらすため、状態方程式には多くの天文学的な制約があります。これらは主にLIGO 重力波観測所[ 31 ] NICER X線望遠鏡 [ 32 ]
NICERによる連星系パルサー の観測では、パルサーの質量と半径を推定することができ、中性子星の状態方程式を制約することができる。2021年のパルサーPSR J0740+6620 の測定では、中性子星の半径を制約することができた。M☉ 中性子星 12.33 +0.76 −0.8 km 。 [ 33 ] カイラル有効場理論の 計算と組み合わせることで、中性子星の状態方程式に対する制約を強めます。[ 26 ]
LIGO 重力波検出によ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、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、状態方程式と連星中性子星合体から放出される重力波との関係を研究することができます。これらの関係を用いることで、連星中性子星合体からの重力波が観測された際に、中性子星の状態方程式に制約を与えることができます。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間に、LIGO検出と整合しなければならない関係が見出されています。[ 34 ] GW170817 の検出は、連星中性子星の潮汐変形可能性に制限を与え、状態方程式のファミリー全体を除外した。[ 35 ] Cosmic Explorer のような次世代検出器による将来の重力波信号は、さらなる制約を課す可能性がある。[ 36 ]
原子核物理学者が状態方程式の妥当性を理解しようとする場合、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を予測できるかどうかを確認するのが良い。[ 37 ] [ 38 ]
トルマン・オッペンハイマー・ボルコフ（TOV）方程式は、 中性子星を記述するために使用できます。この方程式は、球対称で時間不変な計量に対する一般相対性理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に対してこの方程式を解くと、質量や半径などの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、質量と半径の関係やその他の観測量を求めるための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ます。[ 39 ] d p d r = − G ϵ （ r ） M （ r ） c 2 r 2 （ 1 + p （ r ） ϵ （ r ） ） （ 1 + 4 π r 3 p （ r ） M （ r ） c 2 ） （ 1 − 2 G M （ r ） c 2 r ） − 1 、 d M d r = 4 π c 2 r 2 ϵ （ r ） 、 {\displaystyle {\begin{aligned}{\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)^{-1},\\{\frac {dM}{dr}}&={\frac {4\pi }{c^{2}}}r^{2}\epsilon (r),\end{aligned}}} 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。
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、色付きの棒グラフ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る。理論的には、正しい状態方程式であれば、存在しうるすべての中性子星はその曲線上に位置するはずである。これらの曲線を作成するには、異なる中心密度 に対してTOV方程式を解く必要がある。各中心密度について、質量 方程式と圧力 方程式を数値的に解き、圧力がゼロになるまで計算を続ける。圧力がゼロになると、星の外側を表す。それぞれの解から、その中心密度に対応する質量と半径 が得られる。
異なる状態方程式における質量-半径曲線はすべて、特定の半径で最大値に達します。この最大値は最大質量として知られています。この質量を超えると、星はもはや安定せず、つまり重力に抗して自らを支えることができなくなり、 ブラックホール に崩壊します。各状態方程式は異なる質量-半径曲線をもたらすため、各方程式は固有の最大質量値をもたらします。例えば、オッペンハイマー とボルコフは 、トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ限界 を約 と導き出しました。M☉となる 。 M☉ 。 [ 40 ] M☉ 。 [ 41 ] 583 PSR J0952–0607の観測による と ± 0.17 M☉ 。 [ 42 ]
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る。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、おおよそ太陽質量の2～5倍の質量範囲を指す。この範囲は、現在想定されている中性子星の最大質量（～M☉ ) M☉ [ 43 ] 最近、重力波検出により、
I-Love-Qの関係 中性子星には、状態方程式に依存しながらも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、一定のスピンモーメント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示します。中性子星のラブ数は、潮汐力 によって星が変形しやすいか、あるいは変形しにくいかを表し、これは通常、連星系において重要です。
これらの特性は星の物質に依存し、したがって状態方程式に依存しますが、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あります。この関係は、ゆっくりと均一に回転する星を仮定し、一般相対性理論を使用して関係を導出します。この関係は状態方程式に依存しないため、状態方程式に制約を追加することはできませんが、他の用途があります。特定の中性子星についてこれら 3 つの量のうちの 1 つを測定できる場合、この関係を使用して他の 2 つを求めることができます。さらに、この関係を使用して、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し、一定の信頼水準で平均スピンを決定することができます。[ 44 ]
磁場 中性子星表面の磁場強度は約4 11 テスラ (T)。[ 46 ] 反磁性浮揚 により生きたカエルを浮揚させるのに十分です。磁場強度の変化は、おそらくスペクトルによって異なるタイプの中性子星を区別できる主な要因であり、パルサーの周期性を説明するものです。[ 46 ]
マグネター として知られる中性子星のサブクラスは、最も強い磁場を持ち、8 11 T[ 47 ] これらの マグネターはソフトガンマリピーター （SGR）[ 48 ] 異常X線パルサー （AXP）[ 49 ] 8 T の質量エネルギー 密度をはるかに超えています。[ c ] この強度の磁場は真空を 複屈折 するほどに偏極させることができ、光子は合体したり 2 つに分裂したりして、仮想粒子と反粒子のペアが生成されます。磁場は電子のエネルギー準位を変化させ、原子は薄い円筒に押し込まれます。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、磁場は地殻を破壊点までストレスを与えるほど強力です。地殻の破壊は、極めて明るいミリ秒の硬ガンマ線バーストとして観測される星震を 引き起こします。火球は磁場に捕捉され、星が回転すると視界に出たり消えたりします。これは、周期 5～8 秒で数分間続く周期的な軟ガンマ線リピーター (SGR) 放射として観測されます。[ 51 ]
強い磁場の起源はまだ不明である。[ 46 ] 磁束が保存されるというものである。 [ 46 ] 応じ て増加する。同様に、崩壊する星は、結果として生じる中性子星よりもはるかに大きな表面積から始まり、磁束の保存によって、はるかに強い磁場が生じる。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。[ 46 ]
重力 中性子星における重力による光の偏向。相対論的光の偏向により、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）。[ 52 ] この星の半径はシュヴァルツシルト半径 の2倍である。[ 52 ] 中性子星の表面における重力場は約地球上の 約2 × 10 11 × 10 12 m/s 2 [ 53 ] 重力レンズ として働き、中性子星から放出される放射線を曲げ、通常は見えない後面の一部が見えるようになります。[ 52 ] GM / c 2 以下であれば、光子は軌道に閉じ込め られ、単一の視点から中性子星の表面全体が見えるようになり、星の半径 1 以内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、その形成に関わる超新星爆発で放出される（質量エネルギー等価の法則、E = mc² より） 。 このエネルギー は、 重力結合エネルギーに由来する。
したがって、典型的な中性子星の重力場は巨大です。 1 メートル で キロメートル潮汐力によって スパゲッティ化が 起こり、あらゆる種類の普通の物体が物質の流れに分解されるだろう。
中性子星の重力が非常に大きいため、中性子星と地球の間では時間の遅れ が顕著になります。例えば、中性子星の表面では8年が経過するかもしれませんが、地球では10年が経過していることになります。これは、星の非常に速い自転による時間の遅れ効果を考慮しない場合です。[ 54 ]
中性子星の相対論的状態方程式は、さまざまなモデルにおける半径と質量の関係を記述します。[ 55 ] Bは 、 Rの質量 M の観測された中性子星の重力結合エネルギーです。 [ 56 ] E B M c 2 = 0.60 β 1 − β / 2 、 {\displaystyle {\frac {E_{\text{B}}}{Mc^{2}}}={\frac {0.60\,\beta }{1-\beta /2}},} β = G M / R c 2 。 {\displaystyle \beta =GM/Rc^{2}.}
質量2太陽 質量 のニュートロン星は、 E B / Mc 2は0.187、-18.7%（発熱反応）となる。これは0.6/2 = 0.3、-30% と
構造 中性子星の断面図。密度は、核子が接触し始める飽和核物質密度 ρ₀ を基準としている。 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 の研究を通じて詳細を推測できる可能性があります。通常の星に適用される研究である星震学は、恒星振動の観測 スペクトル を分析することによって中性子星の内部構造を明らかにすることができます。[ 12 ]
現在のモデルでは、中性子星の表面の物質は、通常の原子核 が固体格子状に圧縮され、その間の隙間を電子 の海が流れている構造であるとされています。表面の原子核は鉄である可能性があり、これは鉄の核子あたりの 結合エネルギーが 高いためです。[ 57 ] また、鉄などの重元素は表面下に沈み込み、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ります。[ 57 ] 6 K 6 K[ 57 ]
中性子星の最外層は、高さ数ミリメートルから数センチメートルの大気から、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」へと滑らかに移行する層で構成されています。これらの層のダイナミクスは、中性子星の自転周期と磁場によって制御されます。[ 58 ] [ 59 ] [ 60 ] [ 61 ]
内側へ進むにつれて、中性子の数がますます増加する原子核に遭遇する。このような原子核は地球上では急速に崩壊するが、巨大な圧力によって安定に保たれている。この過程が深度を増すにつれて、中性子の滴下量は 圧倒的になり、自由中性子の濃度は急速に増加する。
超 巨星の超新星 爆発の後、残骸から中性子星が誕生します。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。中性子星の極めて高密度な領域では、多くの中性子が自由中性子であり、原子核に束縛されず、星の高密度物質、特に星の最も密度の高い領域である内殻と中心核内を自由に動き回ります。星の寿命が長くなるにつれ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。[ 62 ]
中性子星では、中性子滴下は、原子核が中性子過剰になり、それ以上中性子を保持できなくなる遷移点であり、自由中性子の海が形成される。中性子滴下後に形成される中性子の海は、追加の圧力支持を提供し、星の構造的完全性を維持し、重力崩壊を防ぐのに役立つ。中性子滴下は中性子星の内部地殻内で発生し、密度が非常に高くなり、原子核がそれ以上中性子を保持できなくなるときに始まる。[ 63 ]
中性子滴下の初期段階では、星内部の中性子、電子、および全圧力はほぼ等しい。中性子星の密度が増加するにつれて原子核が崩壊し、星の中性子圧力が支配的になる。密度が原子核同士が接触し、その後融合する点に達すると、電子と陽子が少量混ざった中性子の流体が形成される。この変化が中性子滴下であり、中性子星内の支配的な圧力が縮退した電子から中性子へと移行する。
非常に高密度な状態では、中性子圧が恒星を支える主要な圧力となり、中性子は非相対論的（光速のごく一部で運動する）で、極めて圧縮された状態になります。しかし、極めて高密度になると、中性子は相対論的速度（光速に近い速度）で運動し始めます。この高速運動は恒星全体の圧力を著しく増加させ、恒星の平衡状態を変化させ、場合によっては特異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点である核に到達するまで、ますます小さくなる（重力による圧力が強い力を上回っている）。内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ており、圧力が高くなるにつれて空隙が少なくなり、構造が大きくなる。[ 64 ] 超流動 中性子縮退物質 （主に中性子、一部に陽子と電子）として記述されている。縮退したストレンジ物質（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 ] クォーク縮退物質 など、よりエキゾチックな形態の物質も可能である。
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を表し、曲線は磁力線を示し、突き出た円錐は放射領域を表しています。
回転 中性子星は角運動量保存の法則により、形成後極めて高速で回転します。腕を引っ込めて回転するアイススケーターに例えると、元の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秒間に何回転もすることができます。[ 75 ]
スピンダウン 既知の回転駆動型パルサー （赤）、異常X線パルサー（緑）、高エネルギー放射パルサー（青）、および連星パルサー （ピンク）のP - P ドット図時間の経過とともに、中性子星の回転速度は低下します。これは、回転する磁場が回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、1回転に数秒かかる場合もあります。これをスピンダウン と呼びます。中性子星の回転速度が低下する速度は通常一定で、非常に小さいものです。
周期時間 （P ）は回転周期 、すなわち中性子星が1回転するのに要する時間である。回転減速率、すなわち回転速度が遅くなる割合は、次の記号で表される。P ˙ {\displaystyle {\dot {P}}} P ドット)は、P の時間に関する微分です。これは単位時間あたりの周期的な時間増加として定義され、 無次元量ですが、s⋅s −1 (秒/秒)の単位を与えることができます。[ 66 ]
中性子星のスピンダウン率（Pドット）は通常、以下の範囲内に収まります。 −22 −9 s⋅s −1 P ドットは小さくなる。中性子星が老化すると、回転速度が遅くなり（P が増加）、最終的には回転速度が遅くなりすぎて電波放射機構を駆動できなくなるため、中性子星からの電波放射は検出されなくなる。[ 66 ]
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。[ 66 ] P とPドットはパルサーの 特性年齢 を計算するためにも使用できるが、若いパルサーに適用すると、実際の年齢よりもやや大きな推定値が得られる。[ 66 ]
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、 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。この量は、という記号で表されます。E ˙ {\displaystyle {\dot {E}}} E ドット）。これは測定された光度ではなく、回転エネルギー の計算された損失率が放射として現れるということです。スピンダウン光度が実際の光度と同程度の中性子星は、「回転駆動 」であると言われています。[ 66 ] [ 67 ] カニパルサー の観測された光度はスピンダウン光度と同程度であり、回転運動エネルギー がそこからの放射を駆動するというモデルを支持しています。 [ 66 ] マグネター のような中性子星では、実際の光度がスピンダウン光度を約100倍上回るため、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。[ 76 ]
P とPドットをプロットして P – P ドット図を作成することもできます。これはパルサー集団とその特性に関する膨大な量の情報を符号化しており、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。 [ 66 ]
スピンアップ 降着円盤を持つ中性子星が磁気軸を通してX線を放出する様子を描いたコンピュータシミュレーション。 中性子星の自転速度は増加することがあり、この過程はスピンアップ と呼ばれます。中性子星は伴星から軌道上の物質を吸収することがあり、その結果、自転速度が増加し、中性子星の形状が扁平な球状 に変化します。ミリ秒パルサーの場合、この変化によって中性子星の自転速度は毎秒100回以上も増加します。
現在知られている中性子星の中で最も高速回転しているPSR J1748−2446ad は、毎秒716回転で回転している。[ 77 ] XTE J1739−285から 1,122Hz のX線バースト振動が検出されたと報告されており、これはスピンの間接的な尺度となる。 [ 78 ]
グリッチと星震 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、突然の小さなスピンアップであるグリッチを起こすことがある。 [ 79 ] グリッチは星震 の影響であると考えられている。中性子星の回転が遅くなると、その形状はより球形になる。中性子の地殻の硬さのため、これは地殻が破裂し、地震に似た星震を引き起こす離散的なイベントとして発生する。星震の後、星の赤道半径は小さくなり、角運動量は保存されるため、回転速度は増加する。
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して知られるガンマ線源の有力な仮説である。[ 48 ]
しかし、最近の研究では、星震では中性子星のグリッチに必要なエネルギーが放出され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エネルギー状態に遷移することによって発生し、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可能性があると示唆されている。[ 79 ] [ 80 ]
アンチグリッチ 中性子星のアンチグリッチ、つまり突然の小さなスピンダウンも報告されている。[ 81 ] [ 82 ] 1E 2259+586 で発生し、あるケースではX線光度が20倍に増加し、スピンダウン率が大きく変化した。現在の中性子星モデルはこの挙動を予測していない。原因が内部にあるとすれば、これはマグネターの内部構造の固体外殻と超流動成分の差動回転を示唆している。[ 79 ] [ 81 ]
連星中性子星系
サーキヌスX-1 ：連星中性子星からのX線光の環（2015年6月24日、チャンドラX線天文台 ）既知の中性子星の約 5% は連星系 に属しています。連星中性子星[ 84 ] [ 85 ] 主系列星 、赤色巨星 、白色矮星、または他の中性子星との連星で観測されています。現代の連星進化理論によれば、ブラックホール伴星を持つ連星系にも中性子星が存在すると予想されています。2 つの中性子星、または中性子星とブラックホールを含む連星の合体は、重力波 の放出によって観測されています。[ 86 ] [ 87 ]
X線連星 中性子星を含む連星系は、高温ガスが中性子星の表面に向かって落下する際に放出されるX線をしばしば放出します。ガスの供給源は伴星であり、2つの星が十分に接近している場合、伴星の外層は中性子星の重力場によって剥ぎ取られることがあります。中性子星はこのガスを降着するにつれて質量が増加し、十分な質量が降着すると、中性子星はブラックホールに崩壊する可能性があります。[ 88 ]
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つのスナップショット。左上から時計回りに：
2つの中性子星が初めて接触する 巨大な潮汐力が中性子星の外層を破壊し始める。 中性子星は完全に潮汐破壊される ブラックホールが形成され、周囲は降着円盤に囲まれる。 近接連星系にある 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小することが観測されている。[ 89 ] 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。このモデルに対する強力な証拠は、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、 [ 90 ] 最終的に、 LIGO 、Virgo 、および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 および短時間 GRB 170817A の検出によって確認された。[ 91 ] [ 92 ] [ 93 ] [ 94 ] キロノバ で 放出 さ れる r 過程が起こり得る。これは 超新星核合成 とは異なり、鉄 より重い化学元素 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る。[ 95 ]
サブタイプ 中性子星の様々な種類 降着円盤 を持つ中性子星のコンピューター画像。磁力線が投影され、強力なX線バーストが 描かれている。これらのシミュレーションは、NASAのNuSTARとSwift、およびESAのXMM-Newton観測衛星による2017年のデータに基づいている。中性子星で構成されている、あるいは中性子星を含む天体には、いくつかの種類がある。
また、中性子星ではないものの、同様の特性を持つと理論づけられているコンパクト星も数多く存在する。
原始中性子星（PNS）[ 128 ] [ 129 ]。 エキゾチックスター ：中性子物質よりも密度の高い物質で構成され、クォーク、ハイペロン、 または中性子や陽子以外のその他の素粒子を含む可能性のある、仮説上のコンパクトスター。 ソーン・ジトコフ天体 ：現在、中性子星が赤色巨星に合体したと仮定されている天体。 電弱星 ：現在仮説上の極めて重い中性子星の一種で、クォークが電弱相互作用によってレプトンに変換されるが、放射圧によって重力崩壊が阻止される。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タイプの中性子星。2018年現在、プレオン の存在を示す証拠はない。
注記 ↑ × 10 17 kg/m 3 半径12kmの恒星の あたり 2.68 × 10³⁰kg 。× 10 17 kg/m 3 11.9km あたり4.2 × 10³⁰kg ↑ 半径10kmの中性子星内の物質の平均密度 は× 10 12 kg/cm 3 このような物質 5 ml の質量は× 10¹² kg トン 。 これは、世界の全人口の質量の約15倍に相当します。あるいは、 半径20 kmの中性子星から5 ml （平均密度）× 10 10 kg/cm 3 × 10 11 g 2 × 10 12 N/kgで計算されます。 グラム ↑ 磁場 B の 磁気エネルギー密度は U = 1 / 2 μ 0 B 2 [ 50 ] B = を代入すると8 T U を取得=× 10 21 J/m 3 2 で割ると、 等価質量密度が得られます。 kg/m³で 標準温度圧力密度を超えています。 オスミウム は最も密度の高い安定元素であり、密度は22,590 kg/m³ である。 ↑ 中性子が発見される前の1931年、レフ・ランダウ は「原子核が密接に接触して巨大な原子核を形成する」星について記述し、中性子星の存在を予見していた。 [ 97 ] 予言した という広く信じられている見解は誤りであることが判明している。 [ 98 ]
参考文献 ↑ グレンデニング、ノーマン K. (2012).コンパクト星：原子核物理学、素粒子物理学、一般相対性理論 （図解 版）. Springer Science & Business Media. p. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3 2017年1月31日にオリジナルからアーカイブされました。2016年3月21日 に取得 。 ↑ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). 天文学：太陽系とその先 （第6 版）. Cengage Learning. p. 339. ISBN 978-0-495-56203-0 2021年2月6日にオリジナルからアーカイブされました。2018年2月22日 に取得 。↑ Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300 . arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H . doi : 10.1086/375341 . S2CID 59065632 . ↑ "NASA.gov" 。 2018年9月8日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2020年8月5日 に取得。 ↑カメンツィンド、マックス（2007年2 月 24日）。天体物理学におけるコンパクト天体：白色矮星 、 中性子星、ブラックホール 。Springer Science & Business Media。p. 269。Bibcode ： 2007coaw.book..... C。ISBN 978-3-540-49912-1 2021年4月29日にオリジナルからアーカイブされました。2017年 9月6日 に取得 。↑ リー、ロバート（2024年2月21日） 「ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が中性子星の合体で宇宙に金が生まれることを発見：「スリリングだった」 ↑ Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard; Howard; Adhikari, RX; Huang-Wei (2017). "Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger" . The Astrophysical Journal Letters . 848 (2): L12. arXiv : 1710.05833 . Bibcode : 2017ApJ...848L..12A . doi : 10.3847/2041-8213/aa91c9 . S2CID 217162243 . ↑ Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2017 年 10 月 16 日). "GW170817: 連星中性子星の合体からの重力波の観測". Physical Review Letters . 119 (16) 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 . S2CID 217163611 . ↑ Bombaci, I. (1996). "中性子星の最大質量". 天文学と天体物理学 . 305 : 871– 877. Bibcode : 1996A & A...305..871B . ↑ バリー、ジョン；ライパース、ボー（2006）。星 と 惑星の誕生 （図解 版）。ケンブリッジ大学出版局。p. 207。ISBN 978-0-521-80105-8 2017年1月31日にオリジナルからアーカイブされました。2016年6月30 日に取得 。↑ Cho, A. (2018年2月16日). 「中性子星の重量制限が明らかに」. Science (ニュース). 359 (6377): 724– 725. Bibcode : 2018Sci...359..724C . doi : 10.1126/science.359.6377.724 . PMID 29449468 . Margalit, B.; Metzger, BD (2017年12月1日). "GW170817のマルチメッセンジャー観測による中性子星の最大質量の制約" . The Astrophysical Journal Letters 850 (2): L19. arXiv : 1710.05938 . Bibcode : 2017ApJ...850L..19M . doi : 10.3847/2041-8213/aa991c . S2CID 119342447 . 一次資料: Shibata M, Fujibayashi S, Hotokezaka K, Kiuchi K, Kyutoku K, Sekiguchi Y, Tanaka M (2017年12月22日). "数値相対性理論に基づくGW170817のモデリングとその影響". Physical Review D (論文). 96 (12) 123012. arXiv : 1710.07579 . Bibcode : 2017PhRvD..96l3012S . doi : 10.1103/PhysRevD.96.123012 . S2CID 119206732 . Ruiz M、Shapiro SL 、Tsokaros A (2018年1 月 11日)。「 GW170817、一般相対論的磁気流体力学シミュレーション、および 中性子星の最大質量」。Physical Review D ( 速報)。97 ( 2 ) 021501。arXiv : 1711.00473。Bibcode : 2018PhRvD..97b1501R。doi : 10.1103/ PhysRevD.97.021501。PMC 6036631。PMID 30003183 。 Rezzolla L 、Most ER、Weih LR（2018年1月9日）。「重力波観測と準普遍関係を用いて中性子星の最大質量を制約する」。The Astrophysical Journal Letters （ （ 2 ） ：L25。arXiv ：1711.00314。Bibcode ：2018ApJ...852L..25R。doi：10.3847 / 2041-8213/ aaa401。S2CID 119359694 。 1 2 3 ヘンゼル、パヴェウ;ポテキン、アレクサンダー Y.ヤコブレフ、ドミトリー G. (2007)。 中性子星 。スプリンガー。 ISBN 978-0-387-33543-8 。1 2 「中性子星の驚くべき特性 - 最新のチャンドラニュース」 . ChandraBlog . 2013-03-28 . 2022-05-16 に閲覧。 ↑ Tolman, RC (1939). "流体球に対するアインシュタイン場の方程式の静的解" (PDF) . Physical Review . 55 (4): 364– 373. Bibcode : 1939PhRv...55..364T . doi : 10.1103/PhysRev.55.364 . 2018-07-22 のオリジナルから アーカイブ (PDF) . 2019-06-30 に取得 . ↑ Oppenheimer, JR; Volkoff, GM (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review . 55 (4): 374– 381. Bibcode : 1939PhRv...55..374O . doi : 10.1103/PhysRev.55.374 . ↑ 「中性子星」 (PDF) . astro.princeton.edu . 2021年9月9日にオリジナルから アーカイブ (PDF) 。 2018年 12月14日 に取得。 ↑ Douchin, F.; Haensel, P. (2001 年 12 月). "高密度物質と中性子星構造の統一状態方程式". Astronomy & Astrophysics . 380 (1): 151– 167. arXiv : astro-ph/0111092 . Bibcode : 2001A & A...380..151D . doi : 10.1051/0004-6361:20011402 . ISSN 0004-6361 . S2CID 17516814 . 1 2 クロスウェル、ケン (2022-07-22). 「記録上最も重い中性子星は太陽の質量の 2.35 倍」 . サイエンスニュース . 2022-07-25 に取得。 ↑ 「 Q&A：超新星残骸と中性子星」、 Chandra.harvard.edu （2008年9月5日） ↑ Ho, WCG; Kaplan, DL; Chang, P.; Van Adelsberg, M.; Potekhin, AY (2007). "磁気水素大気モデルと中性子星 RX J1856.5-3754" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 375 (3): 821– 830. arXiv : astro-ph/0612145 . Bibcode : 2007MNRAS.375..821H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11376.x . +0.02 −0.06 × 10 5 K図 6を参照。 ↑ Reinhold, Timo; Shapiro, Alexander I.; Solanki, Sami K.; Montet, Benjamin T.; Krivova, Natalie A.; Cameron, Robert H.; Amazo-Gómez, Eliana M. (2020). "太陽は他の太陽型恒星よりも活動性が低い". Science . 368 (6490): 518– 521. arXiv : 2005.01401 . Bibcode : 2020Sci...368..518R . doi : 10.1126/science.aay3821 . PMID 32355029 . 太陽は他の太陽型恒星よりも活動性が低い ↑ 「ASMスカイツアー」 。heasarc.gsfc.nasa.gov 。 2021年10月 1 日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2016年5月23日 に取得。 ↑ 「地球の密度」 。2009年3月10日。 2013年11月12日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2016年5月23日 取得。 ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo CC; et al. (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science . 311 (5769): 1901– 1904. arXiv : astro-ph/0601337 . Bibcode : 2006Sci...311.1901H . CiteSeerX 10.1.1.257.5174 . doi : 10.1126/science.1123430 . PMID 16410486 . S2CID 14945340 . ↑ ナエ、ロバート (2006-01-13). 「回転するパルサーが記録を塗り替える」 . スカイ＆テレスコープ . 2007-12-29 の オリジナルからアーカイブ済み 。2008-01-18 に 閲覧 。 1 2 Hebeler, K.; Lattimer, JM; Pethick, CJ; Schwenk, A. (2013-07-19). "原子核物理学と観測によって制約された状態方程式と中性子星の特性". The Astrophysical Journal . 773 (1): 11. arXiv : 1303.4662 . Bibcode : 2013ApJ...773...11H . doi : 10.1088/0004-637X/773/1/11 . ISSN 0004-637X . ↑ 「中性子星の密度を計算する」 。 2006年2月24日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2006年3月11日 に取得。 × 10 17 kg/m 3 × 10 14 g/cm 3 1 2 3 Lattimer, James M. (2015). "中性子星入門" . American Institute of Physics Conference Series . AIP Conference Proceedings. 1645 (1): 61– 78. Bibcode : 2015AIPC.1645...61L . doi : 10.1063/1.4909560 . ↑ Ozel, Feryal; Freire, Paulo (2016). "中性子星の質量、半径、状態方程式". Annu. Rev. Astron. Astrophys . 54 (1): 401–440 . arXiv : 1603.02698 . Bibcode : 2016ARA & A..54..401O . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023322 . S2CID 119226325 . ↑ Baym, G; Pethick, C (1975 年 12 月). "中性子星" . Annual Review of Nuclear Science . 25 (1): 27– 77. Bibcode : 1975ARNPS..25...27B . doi : 10.1146/annurev.ns.25.120175.000331 . ISSN 0066-4243 . ↑ "LIGO Lab | Caltech | MIT" . LIGO Lab | Caltech . 2024年5月10日 取得 . ↑ 「NICER - NASA Science」 . science.nasa.gov . 2024年5月10日 取得 。 ↑ Raaijmakers, G.; Greif, SK; Hebeler, K.; Hinderer, T.; Nissanke, S.; Schwenk, A.; Riley, TE; Watts, AL; Lattimer, JM; Ho, WCG (2021-09-01). "Constraints on the Dense Matter Equation of State and Neutron Star Properties from NICER's Mass–Radius Estimate of PSR J0740+6620 and Multimessenger Observations" . The Astrophysical Journal Letters . 918 (2): L29. arXiv : 2105.06981 . Bibcode : 2021ApJ...918L..29R . doi : 10.3847/2041-8213/ac089a . ISSN 2041-8205 。 ↑ Takami, Kentaro; Rezzolla, Luciano; Baiotti, Luca (2014-08-28). "Constraining the Equation of State of Neutron Stars from Binary Mergers". Physical Review Letters . 113 (9) 091104. arXiv : 1403.5672 . Bibcode : 2014PhRvL.113i1104T . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.091104 . ISSN 0031-9007 . PMID 25215972 . ↑ アナラ、イーメリ。ゴーダ、タイラー。クルケラ、アレクシ。ヴオリネン、アレクシ (2018-04-25)。 「中性子星物質の状態方程式に対する重力波の制約」。 物理的なレビューレター 。 120 (17) 172703. arXiv : 1711.02644 。 ビブコード : 2018PhRvL.120q2703A 。 土井 : 10.1103/PhysRevLett.120.172703 。 ISSN 0031-9007 。 PMID 29756823 。 ↑ Finstad, Daniel; White, Laurel V.; Brown, Duncan A. (2023-09-01). "Advanced LIGOとCosmic Explorerによる精密な状態方程式測定の見通し" . The Astrophysical Journal . 955 (1): 45. arXiv : 2211.01396 . Bibcode : 2023ApJ...955...45F . doi : 10.3847/1538-4357/acf12f . ISSN 0004-637X . ↑ Lovato, Alessandro; et al. (2022). "長期計画: 重イオン衝突と中性子星のための高密度物質理論". arXiv : 2211.02224 [ nucl-th ]. ↑ Hippert, Mauricio; Noronha, Jorge; Romatschke, Paul (2025). "輸送による核物質中の音速の上限". Physics Letters B . 860 139184. arXiv : 2402.14085 . Bibcode : 2025PhLB..86039184H . doi : 10.1016/j.physletb.2024.139184 . ↑ Silbar, Richard R.; Reddy, Sanjay (2004年7月1日). " 学部生のためのニュートロンスター". American Journal of Physics . 72 (7): 892–905 . arXiv : nucl-th/0309041 . Bibcode : 2004AmJPh..72..892S . doi : 10.1119/1.1703544 . ↑ Schmitt, Andreas (2010). Dense Matter in Compact Stars: A Pedagogical Introduction . Lecture Notes in Physics. Vol. 811. Springer. pp. 4, 143. arXiv : 1001.3294 . doi : 10.1007/978-3-642-12866-0 . ISBN 978-3-642-12866-0 。↑ キャロル、ブラッドリー W.、オストリー、デール A. (2017 年 9 月 7 日). 現代天体物理学入門 (第 2 版). ケンブリッジ大学出版局. doi : 10.1017/9781108380980 . ISBN 978-1-108-42216-1 。↑ Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (2022年8月1日). "PSR J0952−0607: 銀河系で最も速く重い既知の中性子星" . The Astrophysical Journal Letters . 934 (2): L17. arXiv : 2207.05124 . Bibcode : 2022ApJ...934L..17R . doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . ISSN 2041-8205 . ↑ Kumar, N.; Sokolov, VV (2022年6月). "連星系におけるコンパクト恒星残骸の質量分布と「質量ギャップ」". Astrophysical Bulletin . 77 (2): 197–213 . arXiv : 2204.07632 . Bibcode : 2022AstBu..77..197K . doi : 10.1134/S1990341322020043 . ↑八木、ケント; ユネス、ニコラス (2013 年 7 月 19 日)。「中性子星における I-Love-Q 関係とその天体物理学、重力波、基礎物理学への応用」。Physical Review D 。88 (2 ) 023009。arXiv : 1303.1528 。Bibcode : 2013PhRvD..88b3009Y 。doi : 10.1103/ PhysRevD.88.023009 。 ↑ Yakovlev, DG; Kaminker, AD; Haensel, P.; Gnedin, OY (2002). "The cooling neutron star in 3C 58". Astronomy & Astrophysics . 389 : L24– L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Bibcode : 2002A & A...389L..24Y . doi : 10.1051/0004-6361:20020699 . S2CID 6247160 . 1 2 3 4 5 Reisenegger, A. (2003). "中性子星磁場の起源と進化". arXiv : astro-ph/0307133 . ↑ 「マギル大学SGR/AXPオンラインカタログ」 。 2020年7月23日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2014年 1月2日 に取得。 1 2 Kouveliotou, Chryssa; Duncan, Robert C.; Thompson, Christopher (2003 年 2 月). "マグネター". Scientific American . 288 (2): 34– 41. Bibcode : 2003SciAm.288b..34K . doi : 10.1038/scientificamerican0203-34 . PMID 12561456 . ↑ Kaspi, VM; Gavriil, FP (2004). "(異常な) X線パルサー". Nuclear Physics B . Proceedings Supplements. 132 : 456– 465. arXiv : astro-ph/0402176 . Bibcode : 2004NuPhS.132..456K . doi : 10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080 . S2CID 15906305 . ↑ 「エリック ・ ワイススタインの物理学の世界」 。scienceworld.wolfram.com 。 2019年4月23日に オリジナル からアーカイブされました。 ↑ ダンカン、ロバート C. (2003 年 3 月) " 。2018年4月17日 に取得。1 2 3 ザーン、コルビン (1990-10-09)。 「Tempolimit Lichtgeschwindigkeit」 （ドイツ語）。 2021-01-26 のオリジナルから アーカイブ 。 2009 年 10 月 9 日 に取得 。 Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar.中性子粒子の質量: 1、中性子粒子の半径: 4、... 次元が緩むアインヘイテン ( c , G = 1) ↑ グリーン、サイモン F.、ジョーンズ、マーク H.、バーネル、S. ジョセリン (2004)。 太陽と星入門 （図解 版）。ケンブリッジ大学出版局。322 ページ 。ISBN 978-0-521-54622-5 2017年1月31日にオリジナルからアーカイブされました。2016年6月9日 に取得 。↑ バルトゥシアク、マーシャ（2015）。 『ブラックホール：ニュートン主義者に見捨てられ、アインシュタインに嫌われ、ホーキングに賭けられたアイデアが愛されるようになった経緯』 イェール大学出版局、 130 ページ 。ISBN 978-0-300-21363-8 。↑ 中性子星の質量と半径（ 2011年12月17日にWayback Machine に アーカイブ済み） 、9/20ページ、下部 ↑ Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2001). "中性子星の構造と状態方程式". The Astrophysical Journal . 550 (426): 426– 442. arXiv : astro-ph/0002232 . Bibcode : 2001ApJ...550..426L . doi : 10.1086/319702 . S2CID 14782250 . 1 2 3 Beskin, Vasilii S. (1999). "Radio pulsars" . Physics-Uspekhi . 42 (11): 1173– 1174. Bibcode : 1999PhyU...42.1071B . doi : 10.1070/pu1999v042n11ABEH000665 . S2CID 250831196 . ↑ Nättilä, Joonas; Cho, James YK.; Skinner, Jack W.; Most, Elias R.; Ripperda, Bart (2024-08-01). "中性子星の大気・海洋力学" . The Astrophysical Journal . 971 (1): 37. arXiv : 2306.08186 . Bibcode : 2024ApJ...971...37N . doi : 10.3847/1538-4357/ad54c2 . ISSN 0004-637X . ↑ ポテヒン、ア・ユ (2014-08-31)。 「中性子星の大気と放射面」。 物理学 - ウスペキ 。 57 （8）。 Uspekhi Fizicheskikh Nauk (UFN) ジャーナル: 735–770 . arXiv : 1403.0074 。 Bibcode : 2014PhyU...57..735P 。 土井 ： 10.3367/ufne.0184.201408a.0793 。 ISSN 1063-7869 。 ↑ Gittins, Fabian (2024-02-15). "中性子星山からの重力波". Classical and Quantum Gravity . 41 (4): 043001. arXiv : 2401.01670 . Bibcode : 2024CQGra..41d3001G . doi : 10.1088/1361-6382/ad1c35 . ISSN 0264-9381 . 1 2 ベイカー、ハリー (2021 年 7 月 21 日)。 「中性子星の『山』は実際には 1 ミリメートル以下の高さの微細な隆起です」 。Live Science。2021 年 7 月 25 日のオリジナルから アーカイブ 。2021 年 7 月 25 日 取得 。 ↑ バロウズ、A. ↑ ソーリン、O. およびポーケット、M. (2008)。 ↑ Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). "パルサーの回転速度を下げるには「パスタ」が多すぎる". Nature Physics . 9 (7): 431–434 . arXiv : 1304.6546 . Bibcode : 2013NatPh...9..431P . doi : 10.1038/nphys2640 . S2CID 119253979 . ↑ 「パルサー - NASAサイエンス」 。2026年3月11日。 2026年7月14日 取得 。 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Condon, JJ & Ransom, SM 「パルサーの特性（必須電波天文学）」 。国立電波天文台。 2016年4月10日のオリジナルから アーカイブ。 2016年 3月24日 取得 。 1 2 3 4 5 6 Pavlov, George. "回転駆動パルサーと熱放射中性子星のX線特性" (PDF) . pulsarastronomy.net. 2015年12月6日のオリジナルから アーカイブ (PDF) . 2016年 4月6日 取得 . ↑ 「パルサー - NASAサイエンス」 。2026年3月11日。 2026年7月14日 取得 。 ↑ Caleb, Manisha ; Heywood, Ian; Rajwade, Kaustubh; Malenta, Mateusz; Willem Stappers, Benjamin; Barr, Ewan; Chen, Weiwei; Morello, Vincent; Sanidas, Sotiris; van den Eijnden, Jakob; Kramer, Michael (2022-05-30). "Discovery of a radio-emitting neutron star with an ultra-long spin period of 76 s" . Nature Astronomy . 6 (7): 828– 836. arXiv : 2206.01346 . Bibcode : 2022NatAs...6..828C . doi : 10.1038/s41550-022-01688-x . ISSN 2397-3366 . PMC 7613111 . PMID 35880202 . S2CID 249212424 . ↑ 「恒星の墓場で珍しい中性子星が発見される」 。 シドニー大学。 2022年6月1日 取得 。 1 2 3 4 5 6 7 De Luca, Andrea (2008). "超新星残骸の中心コンパクト天体". AIP Conference Proceedings . 983 : 311–319 . arXiv : 0712.2209 . Bibcode : 2008AIPC..983..311D . CiteSeerX 10.1.1.769.699 . doi : 10.1063/1.2900173 . S2CID 118470472 . ↑ Klochkov, D.; Puehlhofer, G.; Suleimanov, V.; Simon, S.; Werner, K.; Santangelo, A. (2013). "炭素大気を持つ超新星残骸 HESS J1731-347 / G353.6–0.7 内の非脈動中性子星". Astronomy & Astrophysics . 556 : A41. arXiv : 1307.1230 . Bibcode : 2013A & A...556A..41K . doi : 10.1051/0004-6361/201321740 . S2CID 119184617 . 1 2 「7. 他の波長のパルサー」 . Frontiers of Modern Astronomy . Jodrell Bank Centre for Astrophysics. 2016 年 4 月 10 日のオリジナルから アーカイブ済み。2016 年 4 月 6 日 取得 。 ↑ Brazier, KTS & Johnston, S. (2013 年 8 月). 「電波静穏中性子星の意義」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 305 (3): 671. arXiv : astro-ph/9803176 . Bibcode : 1999MNRAS.305..671B . doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x . S2CID 6777734 . ↑ 「パルサー - NASAサイエンス」 。2026年3月11日。 2026年7月14日 取得 。 ↑ Zhang, B. 「マグネターのスピンダウンパワー」 (PDF) . リオグランデ・ド・スル連邦大学。 2021年2月6日にオリジナルから アーカイブされた (PDF) 。 2016年 3月24日 に取得 。 ↑ ヘッセルズ、ジェイソン・W・T;ランサム、スコットM。階段、イングリッド・H;フレイレ、パウロ C.C.カスピ、ビクトリアM;カミロ、フェルナンド (2006)。 「716Hzで回転する電波パルサー」。 科学 。 311 (5769): 1901 ～ 1904 年。arXiv : astro -ph/0601337 。 Bibcode : 2006Sci...311.1901H 。 CiteSeerX 10.1.1.257.5174 。 土井 ： 10.1126/science.1123430 。 PMID 16410486 。 S2CID 14945340 。 ↑ Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; Zand, JJM in 't; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; Götz, D.; Kuulkers, E.; Tomsick, JA (2007). " 中性子星X線過渡現象XTE J1739-285からの1122 Hz X線バースト振動の証拠". The Astrophysical Journal . 657 (2): L97– L100. arXiv : astro-ph/0611716 . Bibcode : 2007ApJ...657L..97K . doi : 10.1086/513270 . ISSN 0004-637X . S2CID 119405361 . 1 2 3 Antonelli, Marco; Montoli, Alessandro; Pizzochero, Pierre (2022年11月)「パルサーのグリッチから得られる中性子星内部の物理学に関する洞察」『 コンパクト星による21世紀の天体物理学』 pp. 219–281 . arXiv : 2301.12769 . doi : 10.1142/9789811220944_0007 . ISBN 978-981-12-2093-7 。↑ Alpar, M. Ali (1998年1月1日). "パルサー、グリッチ、超流体" . Physicsworld.com. 2008年12月6日のオリジナルから アーカイブ済み。 2009年 1月12日 閲覧 。 1 2 アーチボルド、RF;カスピ、VM;ン、CY;グルリアトス、カンザス州。ツァン、D.ショルツ、P. AP 州ビアードモア。ゲーレルズ、N. JA ケニア (2013)。 「マグネターのアンチグリッチ」。 自然 。 497 (7451 ) : 591–593.arXiv : 1305.6894 。 Bibcode : 2013Natur.497..591A 。 土井 ： 10.1038/nature12159 。 hdl : 10722/186148 。 PMID 23719460 。 S2CID 4382559 。 ↑ Reddy, Francis (2013年5月29日). 「NASAのSwiftが中性子星で新たな現象を明らかに」 . NASA.gov . アメリカ航空宇宙局. 2024年 9月26日 取得 . ↑ Posselt, B.; Neuhäuser, R.; Haberl, F. (2009年3月)「若い孤立中性子星の準恒星伴星の探索」 天文学および天体物理学 496 ( 2): 533–545 . arXiv : 0811.0398 . Bibcode : 2009A & A...496..533P . doi : 10.1051/0004-6361/200810156 . S2CID 10639250 . ↑ Tauris, TM; Van Den Heuvel, EPJ (2006). Formation and evolution of compact stellar X-ray sources . Bibcode : 2006csxs.book..623T . 図16.4. 観測された約1500個の電波パルサーの相対分布の図。約4%が連星系に属している。 ↑ タウリス、TM;クレイマー、M.フレイレ、PCC。ウェックス、N.ジャンカ、H.-T.ランガー、N.ポドシアドロウスキー博士;ボッツォ、E.チャティ、S.クルクフ、MU;フーベル、EPJ ヴァンデン。アントニアディス、J.ブルトン、RP;チャンピオン、DJ (2017 年 9 月 13 日)。 「二重中性子星系の形成」 。 天体物理学ジャーナル 。 846 (2): 170.arXiv : 1706.09438 。 Bibcode : 2017ApJ...846..170T 。 土井 : 10.3847/1538-4357/aa7e89 。 eISSN 1538-4357 。 S2CID 119471204 。 ↑ Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Acernese, F.; Ackley, K.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017-10-16). "GW170817: 連星中性子星の合体からの重力波の観測" . Physical Review Letters . 119 (16) 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/physrevlett.119.161101 . ISSN 0031-9007 . PMID 29099225 . ↑ Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abernathy, MR; Acernese, F.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2016-02-11). "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger" . Physical Review Letters . 116 (6): 1161102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103/physrevlett.116.061102 . ISSN 0031-9007 . PMID 26918975 . ↑ ウォルター、ルーウィン。ヴァン・デル・クリス、ミシェル（2010）。 コンパクトな恒星 X 線源 。 Bibcode : 2010csxs.book....L 。 ↑ Taylor, JH; Weisberg, JM (1982年2 月15 日 ). 「一般相対性理論の新たな検証 ― 重力波と連星パルサー PSR 1913+16」。 天体物理学ジャーナル 。253 : 908。Bibcode : 1982ApJ ...253..908T。doi : 10.1086/159690 。 ↑ Tanvir, N.; Levan, AJ; Fruchter, AS; Hjorth, J.; Hounsell, RA; Wiersema, K.; Tunnicliffe, RL (2013). "短時間ガンマ線バーストGRB 130603Bに関連する「キロノバ」". Nature . 500 (7464): 547– 549. arXiv : 1306.4971 . Bibcode : 2013Natur.500..547T . doi : 10.1038/nature12505 . PMID 23912055 . S2CID 205235329 . ↑ Cho, Adrian (2017年10月16日). 「中性子星の合体が重力波と天体の光のショーを生み出す」 . Science . 2017年10月18日のオリジナルから アーカイブ済み。 2017年 10月16日 取得 。 ↑ Overbye, Dennis (2017年10月16日). 「LIGOが中性子星の激しい衝突を初めて検出」 . ニューヨーク・タイムズ . 2017年10月16日のオリジナルから アーカイブ済み. 2017年 10月16日 に取得 . ↑ Casttelvecchi, Davide (2017). 「新たな重力波の目撃情報で噂が広がる」 Nature News . doi : 10.1038/nature.2017.22482 . ↑ Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2017 年 10 月 16 日). "GW170817: 連星中性子星の合体からの重力波の観測". Physical Review Letters . 119 (16) 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 . S2CID 217163611 . ↑ メグ・アーリー （2013年7月20日）。 「金は星から来る」 。CNN 。 2017年7月22日のオリジナルから アーカイブ 。 2013年 7 月20日 取得。 ↑ Baade, Walter & Zwicky, Fritz (1934). "超新星と宇宙線に関する考察" (PDF) . Physical Review . 46 (1): 76– 77. Bibcode : 1934PhRv...46...76B . doi : 10.1103/PhysRev.46.76.2 . 2021-02-24 のオリジナルから アーカイブ (PDF) . 2019-09-16 に取得 . ↑ ランダウ、レフ D. (1932). 「星の理論について」. Phys. Z. Sowjetunion . 1 : 285– 288. ↑ Haensel, P; Potekhin, A. Y; Yakovlev, D. G 編 (2007). 中性子星 1: 状態方程式と構造 . 天体物理学および宇宙科学ライブラリー. 第 326 巻. Springer. Bibcode : 2007ASSL..326.....H . ISBN 978-0-387-33543-8 。↑ チャドウィック、ジェームズ (1932)。 「中性子の存在可能性について」 。 ネイチャー 。129 ( 3252 ) : 312。Bibcode : 1932Natur.129Q.312C。doi : 10.1038 / 129312a0。S2CID 4076465 。 ↑ Hewish, A. & Okoye, SE (1965). "かに星雲における異常な高電波輝度温度源の証拠". Nature . 207 (4992): 59– 60. Bibcode : 1965Natur.207...59H . doi : 10.1038/207059a0 . S2CID 123416790 . ↑ Shklovsky, IS (1967年4月)「SCO XR-1のX線放射源の性質について」 天体物理学ジャーナル 148 ( 1): L1– L4。Bibcode : 1967ApJ ...148L...1S。doi : 10.1086 / 180001 。 ↑ Comella, JM; Craft, HD; Lovelace, RVE; Sutton, JM (1969). "かに星雲パルサーNP 0532". Nature . 221 (5179): 453. Bibcode : 1969Natur.221..453C . doi : 10.1038/221453a0 . S2CID 4213758 . ↑ Lovelace, RVE; Sutton, JM (1969). "Digital Search Methods for Pulsars". Nature . 222 (5190): 231. Bibcode : 1969Natur.222..231L . doi : 10.1038/222231a0 . S2CID 4294389 . ↑ Lovelace, RVE; Tyler, GL (2012). "On the discovery of the period of the Crab Nebular pulsar". The Observatory . 132 (3): 186. Bibcode : 2012Obs...132..186L . ↑ Ghosh, Pranab (2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars (illustrated ed.). World Scientific. p. 8. ISBN 978-981-02-4744-7 2021年2月6日にオリジナルからアーカイブされました。2016年11月29日 に取得 。↑ ラング、ケネス（2007）。 天文学と天体物理学の手引き：年表と用語集、データ表付き （ 図解 版）。シュプリンガー・サイエンス＆ビジネス・メディア。p. 82。ISBN 978-0-387-33367-0 2021年2月6日にオリジナルからアーカイブされました。2016年11月29日 に取得 。↑ Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). 中性子星 1: 状態方程式と構造 (図解 版). Springer Science & Business Media. p. 474. ISBN 978-0-387-47301-7 2021年2月6日にオリジナルからアーカイブされました。2016年11月29日 に取得 。↑ グラハム＝スミス、フランシス（2006）。 パルサー天文学 （図解 版）。ケンブリッジ大学出版局。11 ページ 。ISBN 978-0-521-83954-9 2021年2月6日にオリジナルからアーカイブされました。2016年11月29日 に取得 。↑ Ghosh, Pranab (2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars (illustrated ed.). World Scientific. p. 281. ISBN 978-981-02-4744-7 2021年2月6日にオリジナルからアーカイブされました。2016年11月29日 に取得 。↑ Demorest, Paul B.; Pennucci, T.; Ransom, SM; Roberts, MS; Hessels, JW (2010). "シャピロ遅延を用いて測定した太陽質量の2倍の中性子星". Nature . 467 ( 7319): 1081–1083 . arXiv : 1010.5788 . Bibcode : 2010Natur.467.1081D . doi : 10.1038/nature09466 . PMID 20981094. S2CID 205222609 . ↑ Antoniadis, John (2012). "A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary". Science . 340 (6131) 1233232. arXiv : 1304.6875 . Bibcode : 2013Sci...340..448A . CiteSeerX 10.1.1.769.4180 . doi : 10.1126/science.1233232 . PMID 23620056 . S2CID 15221098 . ↑ Burtnyk, Kimberly M. (2017年10月16日). "LIGOによる中性子星衝突の検出が、この稀な現象を研究するための世界的な取り組みを生み出す" . 2017年10月23日のオリジナルから アーカイブ済み。 2017年 11月17日 取得 。 ↑ 「家族ぐるみ：重力波源の同族が発見される - 新たな観測によると、銀、金、プラチナを生成する巨大な宇宙爆発であるキロノバは、考えられていたよりも一般的である可能性がある」 。EurekAlert !。 メリーランド大学 。 2018年10月16日。 2018年10月16日のオリジナルから アーカイブ。 2018年 10月17日 取得 。 ↑ Troja, E.; et al. (2018年10月16日). "z = 0.1341 のコンパクト連星合体からの明るい青色キロノバと軸外ジェット" . Nature Communications . 9 (4089 (2018)) 4089. arXiv : 1806.10624 . Bibcode : 2018NatCo...9.4089T . doi : 10.1038/s41467-018-06558-7 . PMC 6191439 . PMID 30327476 . ↑ Mohon, Lee (2018年10月16日). "GRB 150101B: GW170817の遠い親戚" . NASA . 2019年3月22日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2018年 10月17日 取得。 ↑ ウォール、マイク (2018 年 10 月 17 日)。 「強力な宇宙閃光は 、 おそらく別の中性子星の合体」 。Space.com。2018 年 10 月 17 日のオリジナルから アーカイブ 。2018 年 10 月 17 日 取得 。 ↑ 国立電波天文台 （2019年7月8日） 「宇宙膨張の測定における困難を解決する新たな方法 ― 中性子星の合体は新たな『宇宙の定規』となる可能性」 EurekAlert! 。2019年7月8日 に取得。↑ フィンリー、デイブ（2019年7月8日）。 「新しい方法により宇宙膨張の測定の難しさが解消される可能性」 。 国立電波天文台 。 2019年7月8日のオリジナルから アーカイブ。 2019年 7月8日 に取得 。 ↑ Hotokezaka, K.; et al. (2019年7月8日). "GW170817のジェットの超光速運動からのハッブル定数の測定". Nature Astronomy . 3 (10): 940–944 . arXiv : 1806.10596 . Bibcode : 2019NatAs...3..940H . doi : 10.1038/s41550-019-0820-1 . S2CID 119547153 . ↑ Gittins, Fabian; Andersson, Nils (2021-07-21). "相対性理論における中性子星山脈のモデリング" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 507 (1). Oxford University Press (OUP): 116– 128. arXiv : 2105.06493 . Bibcode : 2021MNRAS.507..116G . doi : 10.1093/mnras/stab2048 . ISSN 0035-8711 . ↑ Plait, Phil (2021年7月23日). 「中性子星で最も高い山は、わずか数ミリメートルの高さかもしれない」 . Syfy . 2021年7月25日のオリジナルより アーカイブ。 2021年 7月25日 閲覧 。 ↑ ↑ Mereghetti, Sandro (2010年4月)「孤立中性子星からのX線放射」。パルサー と その系からの高エネルギー放射 。天体物理学および宇宙科学論文集。第21巻 、 345 ～ 363 ページ 。arXiv : 1008.2891。Bibcode : 2011ASSP ... 21..345M。doi : 10.1007 /978-3-642-17251-9_29。ISBN 978-3-642-17250-2 . S2CID 117102095 . ↑ Pavlov, GG; Zavlin, VE (2000). "孤立中性子星からの熱放射". 高エネルギー物理過程と天体物理プラズマからの放出メカニズム . 195 : 103. Bibcode : 2000IAUS..195..103P . ↑ 親、E。カスピ、VM; SM、ランサム。フレイレ、PCC。ブレイジャー、A.カミロ、F.チャタジー、S.コードス、JM。クロフォード、F.デネバ、JS。フェルドマン、RD;ヘッセルズ、JWT;ヴァン・ルーウェン、J.ライン、AG; EC 州マドセン。マサチューセッツ州マクラフリン。パテル、C.ショルツ、P.階段、IH。スタッパーズ、BW。朱、WW (2019)。 「アレシボ・パルファ調査で8つのミリ秒パルサーを発見」 。 天体物理学ジャーナル 。 886 (2): 148.arXiv : 1908.09926 。 Bibcode : 2019ApJ...886..148P 。 土井 ： 10.3847/1538-4357/ab4f85 。 S2CID 201646167 。 ↑ 中村 隆 (1989). "SN1987A の連星サブミリ秒パルサーと回転コア崩壊モデル" . 理論物理学の進歩 . 81 (5): 1006– 1020. Bibcode : 1989PThPh..81.1006N . doi : 10.1143/PTP.81.1006 . ↑ Di Stefano, Rosanne (2020). "階層的三重項における動的ロッシュローブ" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 491 (1): 495. arXiv : 1903.11618 . Bibcode : 2020MNRAS.491..495D . doi : 10.1093/mnras/stz2572 . ↑ Thompson, Todd A.; Burrows, Adam; Meyer, Bradley S. (2001). "原始中性子星風の物理学：r過程元素合成への示唆". The Astrophysical Journal . 562 (2): 887. arXiv : astro-ph/0105004 . Bibcode : 2001ApJ...562..887T . doi : 10.1086/323861 . S2CID 117093903 . ↑ Gondek-Rosińska, D.; Haensel, P.; Zdunik, JL (2000 年 1 月). Kramer, M.; Wex, N.; Wielebinski, N. (編). "プロトニュートロン星と中性子星". Pulsar Astronomy - 2000 とそれ以降; Proceedings of the 177th Colloquium of the IAU Held in Bonn, Germany, 1999 年 8 月 30 日～9 月 3 日 . ASP Conference Series. 202. Cambridge University Press: 663–664 . arXiv : astro-ph/0012543 . Bibcode : 2000ASPC..202..663G . ↑ Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (2022-07-11). "PSR J0952−0607: 銀河系で最も速く、最も重い中性子星" . The Astrophysical Journal Letters . 934 (2): L17. arXiv : 2207.05124 . Bibcode : 2022ApJ...934L..17R . doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . S2CID 250451299 .
情報源 「以下の点はRNマンチェスターによるものです（Science 2004 304:542）」。scienceweek.com 。天体物理学：観測されたパルサーについて。2004年。2007年7月14日のオリジナルからアーカイブ。 2004年 8月6日 取得 。 Glendenning, Norman K.; Kippenhahn, R.; Appenzeller, I.; Borner, G.; Harwit, M. (2000). Compact Stars (第 2 版). Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; in 't Zand, JJM; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; et al. (2006). " 中性子星X線過渡現象XTE J1739-285からの1122 Hz X線バースト振動の証拠". The Astrophysical Journal . 657 (2): L97. arXiv : astro-ph/0611716 . Bibcode : 2007ApJ...657L..97K . doi : 10.1086/513270 . S2CID 119405361 .
外部リンク ムスタキディス、 チャラランポス編（2024）。中性子星の核物理 学 。MDPI。ISBN 978-3-7258-1600-2 。 Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2003). "Neutron Stars for Undergraduates". American Journal of Physics 72 (2004): 892–905 . arXiv : nucl-th/0309041 . Bibcode : 2004AmJPh..72..892S . doi : 10.1119/1.1703544 . S2CID 27807404 . Silbar, Richard R; Reddy, Sanjay (2005). "訂正: "学部生のためのニュートロン星" [Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)]". American Journal of Physics 73 (3): 286. arXiv : nucl-th/0309041 . Bibcode : 2005AmJPh..73..286S . doi : 10.1119/1.1852544 . 「NASA、星震で中性子星の隠された構造を発見」。SpaceDaily.com。2006年4月26日 「謎のX線源は孤立した中性子星かもしれない」デビッド・シガ著、ニュー・サイエンティスト誌 、2006年6月23日 「巨大中性子星はエキゾチック物質を排除する」。ニュー・サイエンティスト誌 。新たな分析によると、自由クォークやBECなどのエキゾチックな物質状態は中性子星内部では発生しない。 「中性子星が驚異的な速度で移動していることが観測された」。ニュー・サイエンティスト誌 。中性子星が秒速1500キロメートル以上で移動していることが観測された。
