宇宙のほとんどすべてのように、生まれた星はその生命を生き、そして数百万年、時には数十億年の間に死にます。 研究者がさまざまな種類の星、それらがどのように形成されるか、およびそれらの進化のシーケンスを識別してカタログ化するのに数十年かかりました。
星がどのようにその寿命を終えるかは、最終的にはその1つの特性、つまり質量に依存します。 質量の小さい星の場合は、白色矮星、質量の大きい星の場合はブラックホールになりますが、その間にあるものはすべて中性子星に崩壊します。
したがって、中性子星は、基本的には崩壊した星の残りのコアです。 それらは小さく、非常に巨大です。 典型的な中性子星の半径は10〜13.5 km、質量は1.4〜2.16太陽質量です。
中性子星は、超新星爆発（恒星の寿命の最後の段階で発生）に起因します。これは、星のコアを非常に強く圧迫して原子核の密度に到達する重力崩壊によって支援されます。 時間の経過とともに、それらはさまざまな手段でさらに進化する可能性があります。
ここでは、あらゆる宇宙オタクが知っておくべき中性子星に関する15の興味深い事実をまとめました。
10.中性子星には3つのタイプがあります
中性子星は、その固有の特性に基づいて、3つのサブタイプに分類できます。 X線パルサー、マグネター、および無線パルサー。 無線パルサーまたは単にパルサーは、強力な電磁パルスを放出する最も一般的なタイプの中性子星です。 ただし、検出は非常に困難です。
パルサーは磁極から電磁放射を放出するため、放射ビームが地球に向けられている場合にのみ観測できます。 地球からは、このビームは宇宙の固定点から来るかのように見えます。 この現象は灯台効果としても知られています。
これらのパルサーは、「特別な状態」で発見された場合、宇宙についての貴重な知識を私たちに提供することができます。
マグネターは、非常に強力な磁場を示す中性子星のユニークなサブタイプです。 マグネターの半径、温度、密度などの他の特性は他の中性子星と同様ですが、強い磁場とわずかに高い回転速度によって他の星と区別されます。
アーティストのマグネターの印象| 画像提供：ESO/L. Calçada
X線パルサーは降着型パルサーとしても知られています。これは一般に、中性子星が別の恒星の伴星と軌道上にある連星系に存在します。 それらはX線スペクトルでエネルギーを放出します。
X線パルサーのサブタイプには、ミリ秒パルサー（リサイクルパルサー）、低質量X線バイナリ、中質量X線バイナリ、高質量X線バイナリが含まれます。
9.非常に熱く、非常に密度が高い
観測可能なほぼすべての中性子星の表面温度は約60万Kであり、新しく形成されたものではさらに高くなります。 比較すると、太陽の表面温度は約5,775 Kですが、白色矮星であるシリウスの表面温度は9,940 Kです。
中性子星はコンパクトで密度が非常に高いため、星からのサンプル材料でいっぱいのスプーンの重量は10億トンをはるかに超えます。 その密度は非常に変化しやすく、深度とともに増加します。 コアの近くでは、中性子星は原子核よりも密度が高くなります。
さらに、それらの磁場は約1千億倍であり、重力場は地球の約2,000億倍強力です。 しかし、その強力な磁場の背後にある理由は謎のままです。
8.最も近い中性子星
「孤立した中性子星」の芸術的コンセプト| 画像提供：Casey Reed / Penn State University
2007年に戻って、研究者のグループは、およそ250〜1000光年離れた小惑星ウルサ座にある奇妙なX線源を発見しました。それらは後に中性子星と特定されました。 おそらく、地球に最も近い中性子星になる可能性があります。
公式には1RXS J141256.0 + 792204として指定されており、中性子星は、人気のある1960年代の映画「The Magnificent Seven」の敵対者にちなんでカルベラと呼ばれています。 ほとんどの観測可能な星とは異なり、カルベラは、超新星残骸と伴星を持たない、孤立した中性子星の珍しいグループに属しています。
7.天の川には約2千の既知のパルサーがあります
超新星爆発の数に基づく推定によると、私たちの天の川銀河には少なくとも1億個の中性子星が存在しているはずです。 しかし、天文学者が発見したパルサー（中性子星の最も一般的なタイプ）は、これまでに2000個未満です。
この数字の大きな違いは、年齢による可能性があります。 中性子星は一般に数十億年前のもので、冷やすのに十分な時間が与えられます。 異なる波長で放射するために必要なエネルギーがないと、多くのパルサーは衛星からほとんど見えなくなります。 若いパルサーでさえ、その放出フィールドが狭いため、検出されないことがあります。
6.最速の中性子星が1秒あたり716回の速度で回転する
新しく生まれた中性子星は、角運動量が保存されるため、非常に高い回転率を実現できます。 現在までに記録された中で最も速い回転中性子星は、地球から約18,000光年離れた星座射手座にあるPSR J1748-2446adです。
遠いパルサーは毎秒716回、または毎分43,000回転という猛烈な速度で回転しています。 研究によると、星の質量は2つの太陽質量よりわずかに小さく、半径は16 km未満です。
5.それらの回転速度はさらに増加することができます
場合によっては、連星系の中性子星は、その付随星から付着物またはプラズマを吸収し始めることがあります。 このプロセスは、中性子星の回転速度を大幅に増加させることができ、その形状を扁平な回転楕円体に変更することもできます。 これらの変化は、星の磁気圏とプラズマの間の相互作用によって引き起こされます。
この現象は、Centaurus X-3やHercules X-1などのいくつかのX線パルサーで最初に観測されましたが、他の同様のパルサーでも観測されています。 別のノートでは、ケンタウルスX-3のパルス周期の長期的な減少も記録されています。
4.中性子星は「グリッチ」を受けることがある
アーティストの「星の地震」の概念| 画像提供：NASA
天文用語のグリッチは、脈動する中性子星の回転速度の突然の増加を示します。 この突然の増加は、スタークエイクと呼ばれる現象、つまり星の地殻の突然の変化が原因であると考えられています。 ただし、科学的に証明されていません。 星の地震により、星の赤道半径がさらに縮小し、角運動量が保存されるため、その速度が増加します。
最近の多くの研究では、地震の際に放出されるエネルギーのレベルはグリッチを引き起こすのに十分ではないことが示されています。 代わりに、これらのグリッチをパルサーの仮想超流動コアの障害を利用して説明できるという新しい理論が提唱されました。
3.複雑なバイナリシステムで存在できる
観測可能な中性子星のほとんどは、連星系に存在し、白色矮星、主系列星、赤い巨星、または別の中性子星とペアになっています。 研究者たちはまた、中性子星ブラックホールシステムの可能性を理論化しました。これは、見つかった場合、物理学の聖杯となる可能性があります。
しかし、2003年にオーストラリアのパークス天文台にいる電波天文学者の国際チームは、2つのパルサー、つまり重力結合システムに2つの脈動中性子星を含むバイナリシステムを発見しました。 これは私たちが知っている唯一のバイナリパルサーシステムです。 2つのパルサーは、PSR J0737-3039AおよびPSR J0737-3039Bとして指定されています。
2.中性子星は惑星もホストできる
アーティストのPSR B1257 + 12システムのコンセプト
他と同様に、中性子星も惑星をホストすることができ、明確に定義された惑星系を持つことさえできます。 理論的には、これらの太陽系外惑星は、土着であるか、捕獲されているか、または周囲の形態（連星系の惑星）で存在することができます。
さらに、連星系で脈動する中性子星は、その伴星の大気を完全に取り除き、裸の天体の質量だけを残します。 これらの質量は、惑星または恒星のオブジェクトとして解釈できます。
現在までに確認されている惑星系は2つだけです。 最初の惑星は、PSR B1257 + 12を中心に回転する3つの惑星、つまりポルターガイスト、フォベトール、ドラウグルで構成されています。 2番目のシステムには太陽系外の世界が1つだけ含まれており、PSR B1620-26を中心に回転しています。
クールな事実：Draugrは、発見時に発見された最小の太陽系外惑星でした。
1. 2つの中性子星の衝突
2017年8月17日、おとめ座やLIGOを含む世界中の約70の観測所が、現在GW170817として知られている重力波信号を検出しました。 この重力波は、2つの中性子星が合体する最後の数分間に発生しました。 これは最初に検出されたものではありませんが、天文学における画期的な発見と考えられています。
これの背後にある理由は、以前に記録されたすべての重力波信号が、有意な電磁信号を放出しないブラックホールの合併によって引き起こされたためです。 衝突の直後、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、GRB 170817Aと呼ばれる短いガンマ線バーストを観測しました。
いくつかの短い事実
15. Hulse-Taylor連星またはPSR B1913 + 16はパルサーであり、中性子星とともに連星系を形成します。 1972年に発見されて以来、これは観測された最初のバイナリパルサーとなり、重力波の研究において重要であることが証明されました。 発見とさらなる分析により、1993年にノーベル物理学賞を受賞したラッセルアランフルスとジョセフフートンテイラージュニアが受賞しました。
14.グリッチとは対照的に、中性子星は「アンチグリッチ」を経験することもあります。 「グリッチ防止」フェーズでは、中性子星の回転速度の急激な低下が観察されます。 これまでのところ、この現象はマグネターでのみ見られます。 中性子星の現在のモデルはそれを予測しないので、研究者はまだそのような振る舞いの根本的な原因を見つけることができません。
13.チャンドラセカール限界（白い小人が安定したままでいられる最大の質量）に匹敵するトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ限界は、中性子星の質量の上限であり、その後、死んだ星はさらにブラックホールに崩壊します。 その値の範囲は1.5〜3.0太陽質量です。
12.中性子星の存在は、天文学者のウォルター・バーデとフリッツ・ツウィッキーによって、最初に確認されるまでの30年以上前の1934年に予測されました。 彼らの予測は、ジェームズ・チャドウィック卿が1932年に漠然と中性子を観測してから2年足らずで来ました。
11. Magnificent Sevenは、孤立した中性子星のグループに付けられた名前で、390から1630光年の距離にあり、地球に最も近い場所にあります。 グループの最初の中性子星はRX J1856.5-3754で、1992年に発見され、1996年に確認されました。
グループ内の残りの6つの星は、RX J0806.4-4132、RX J0720.4-3125、RBS1556、RBS1223、RX J0420.0-5022および1RXS J214303.7 + 065419です。 7つのX線源はそれぞれROSAT衛星によって検出されます。
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