A hipótese da existência de estrelas de nêutrons foi apresentada pelos astrônomos W. Baade e F. Zwicky imediatamente após a descoberta do nêutron em 1932. Mas essa hipótese foi confirmada por observações somente após a descoberta dos pulsares em 1967.

As estrelas de nêutrons são formadas como resultado do colapso gravitacional de estrelas normais com massas várias vezes maiores que a do sol. A densidade de uma estrela de nêutrons é próxima da densidade núcleo atômico, ou seja 100 milhões de vezes maior que a densidade da matéria comum. Portanto, com sua enorme massa, uma estrela de nêutrons tem um raio de apenas aprox. 10km.

Devido ao pequeno raio de uma estrela de nêutrons, a força da gravidade em sua superfície é extremamente alta: cerca de 100 bilhões de vezes maior do que na Terra. Esta estrela é protegida do colapso pela “pressão de degeneração” da matéria densa de nêutrons, que não depende de sua temperatura. No entanto, se a massa da estrela de nêutrons se tornar maior que cerca de 2 massas solares, a gravidade excederá essa pressão e a estrela não será capaz de suportar o colapso.

As estrelas de nêutrons têm um campo magnético muito forte, chegando a 10 12 -10 13 gauss na superfície (para comparação: a Terra tem cerca de 1 gauss). Associado a estrelas de nêutrons objetos celestes dois tipos diferentes.

Pulsares

(pulsares de rádio). Esses objetos emitem pulsos de ondas de rádio estritamente regularmente. O mecanismo de radiação não está completamente claro, mas acredita-se que uma estrela de nêutrons em rotação emite um feixe de rádio na direção associada ao seu campo magnético, cujo eixo de simetria não coincide com o eixo de rotação da estrela. Portanto, a rotação causa a rotação do feixe de rádio enviado periodicamente à Terra.

Raio-X duplo.

Fontes de raios-X pulsantes também estão associadas a estrelas de nêutrons que fazem parte de um sistema binário com uma estrela massiva normal. Em tais sistemas, o gás da superfície de uma estrela normal cai sobre uma estrela de nêutrons, acelerando até grande velocidade. Ao atingir a superfície de uma estrela de nêutrons, o gás libera 10-30% de sua energia de repouso, enquanto quando reações nucleares esse número não chega nem a 1%. A superfície de uma estrela de nêutrons aquecida a uma alta temperatura torna-se uma fonte radiação de raios-x. No entanto, a queda do gás não ocorre de maneira uniforme em toda a superfície: o forte campo magnético de uma estrela de nêutrons captura o gás ionizado incidente e o direciona para pólos magnéticos, onde ele cai, como em um funil. Portanto, apenas as regiões dos pólos se tornam fortemente aquecidas, o que em uma estrela em rotação se torna fonte de pulsos de raios-X. Pulsos de rádio de tal estrela não chegam mais, uma vez que as ondas de rádio são absorvidas no gás ao seu redor.

Composto.

A densidade de uma estrela de nêutrons aumenta com a profundidade. Sob uma camada de atmosfera com apenas alguns centímetros de espessura, há uma casca de metal líquido com vários metros de espessura e abaixo - uma crosta sólida de um quilômetro de espessura. A substância da casca se assemelha ao metal comum, mas é muito mais densa. Na parte externa da crosta, é principalmente ferro; a fração de nêutrons em sua composição aumenta com a profundidade. Onde a densidade atinge aprox. 4Ch 10 11 g/cm 3 , a proporção de nêutrons aumenta tanto que alguns deles não fazem mais parte dos núcleos, mas formam um meio contínuo. Lá, a substância parece um "mar" de nêutrons e elétrons, no qual os núcleos dos átomos estão intercalados. E com uma densidade de aprox. 2× 10 14 g/cm 3 (densidade do núcleo atômico), os núcleos individuais desaparecem completamente e um "líquido" de nêutrons contínuo com uma mistura de prótons e elétrons permanece. Provavelmente, nêutrons e prótons se comportam neste caso como um líquido superfluido, semelhante ao hélio líquido e aos metais supercondutores em laboratórios terrestres.

Estrêla de Neutróns
Estrêla de Neutróns

Estrêla de Neutróns - uma estrela superdensa formada como resultado de uma explosão de supernova. A substância de uma estrela de nêutrons consiste principalmente de nêutrons.
Uma estrela de nêutrons tem uma densidade nuclear (10 14 -10 15 g/cm 3) e um raio típico de 10-20 km. A contração gravitacional adicional de uma estrela de nêutrons é evitada pela pressão da matéria nuclear, que surge devido à interação de nêutrons. Essa pressão de um gás de nêutrons muito mais denso e degenerado é capaz de manter massas de até 3M do colapso gravitacional. Assim, a massa de uma estrela de nêutrons varia dentro de (1,4-3)M.

Arroz. 1. Corte transversal de uma estrela de nêutrons com massa de 1,5 M e raio R = 16 km. A densidade ρ é dada em g/cm 3 em várias partes da estrela.

Os neutrinos produzidos no momento do colapso da supernova resfriam rapidamente a estrela de nêutrons. Estima-se que sua temperatura caia de 10 11 para 10 9 K em cerca de 100 s. Além disso, a taxa de resfriamento diminui. No entanto, é alto em uma escala cósmica. A diminuição da temperatura de 10 9 para 10 8 K ocorre em 100 anos e para 10 6 K em um milhão de anos.
Existem ≈ 1200 objetos conhecidos que pertencem a estrelas de nêutrons. Cerca de 1000 deles estão localizados dentro da nossa galáxia. A estrutura de uma estrela de nêutrons com massa de 1,5 M e raio de 16 km é mostrada na Fig. 1: I é uma fina camada externa de átomos densamente empacotados. A região II é estrutura de cristal núcleos atômicos e elétrons degenerados. A região III é uma camada sólida de núcleos atômicos supersaturados com nêutrons. IV - núcleo líquido, constituído principalmente por nêutrons degenerados. A região V forma o núcleo hadrônico de uma estrela de nêutrons. Ele, além de nucleons, pode conter pions e hyperons. Nesta parte de uma estrela de nêutrons, a transição de um líquido de nêutrons para um sólido é possível. estado cristalino, o aparecimento de condensado de píon, a formação de plasma de quark-glúon e hiperon. Detalhes individuais da estrutura de uma estrela de nêutrons estão sendo especificados.
É difícil detectar estrelas de nêutrons com métodos ópticos devido ao seu pequeno tamanho e baixa luminosidade. Em 1967, E. Hewish e J. Bell ( Universidade de Cambridge) aberto fontes espaciais emissão periódica de rádio - pulsares. Os períodos de repetição dos pulsos de rádio dos pulsares são estritamente constantes e, para a maioria dos pulsares, estão na faixa de 10 -2 a vários segundos. Os pulsares são estrelas de nêutrons giratórias. Apenas objetos compactos com as propriedades de estrelas de nêutrons podem manter sua forma sem entrar em colapso em tais velocidades de rotação. Conservação do momento angular e campo magnético durante o colapso de uma supernova e a formação de uma estrela de nêutrons, leva ao nascimento de pulsares de rotação rápida com um campo magnético muito forte de 10 10 –10 14 G. O campo magnético gira com a estrela de nêutrons, no entanto, o eixo desse campo não coincide com o eixo de rotação da estrela. Com tal rotação, a emissão de rádio de uma estrela desliza pela Terra como um feixe de luz. Cada vez que o feixe cruza a Terra e atinge um observador na Terra, o radiotelescópio detecta um pulso curto de emissão de rádio. A frequência de sua repetição corresponde ao período de rotação da estrela de nêutrons. A radiação de uma estrela de nêutrons ocorre devido ao fato de que partículas carregadas (elétrons) da superfície da estrela se movem para fora ao longo das linhas do campo magnético, emitindo ondas eletromagnéticas. Este é o mecanismo de emissão de rádio de um pulsar, proposto pela primeira vez por

MOSCOU, 28 de agosto - RIA Novosti. Os cientistas descobriram uma estrela de nêutrons pesada recorde com o dobro da massa do Sol, o que os forçará a reconsiderar uma série de teorias, em particular, a teoria segundo a qual os quarks "livres" podem estar presentes dentro da matéria superdensa das estrelas de nêutrons, de acordo com um artigo publicado na quinta-feira na revista Nature.

Uma estrela de nêutrons é o "cadáver" de uma estrela deixado após uma explosão de supernova. Seu tamanho não excede o tamanho cidade pequena, no entanto, a densidade da matéria é 10-15 vezes maior do que a densidade do núcleo atômico - uma "pitada" de matéria de estrela de nêutrons pesa mais de 500 milhões de toneladas.

A gravidade "pressiona" elétrons em prótons, transformando-os em nêutrons, razão pela qual as estrelas de nêutrons receberam esse nome. Até recentemente, os cientistas acreditavam que a massa de uma estrela de nêutrons não pode exceder duas massas solares, porque, caso contrário, a gravidade "colapsaria" a estrela em um buraco negro. O estado do interior das estrelas de nêutrons é em grande parte um mistério. Por exemplo, a presença de quarks "livres" e outros partículas elementares, como K-mesons e hyperons em regiões centrais Estrêla de Neutróns.

Os autores do estudo, um grupo de cientistas americanos liderados por Paul Demorest, do National Radio Observatory, estudaram estrela dupla J1614-2230 está a três mil anos-luz da Terra, sendo um dos componentes uma estrela de nêutrons e o outro uma anã branca.

Ao mesmo tempo, uma estrela de nêutrons é um pulsar, ou seja, uma estrela que emite fluxos de emissão de rádio estreitamente direcionados; como resultado da rotação da estrela, o fluxo de radiação pode ser capturado da superfície da Terra usando radiotelescópios em diferentes intervalos de tempo.

Uma anã branca e uma estrela de nêutrons giram uma em relação à outra. No entanto, a velocidade do sinal de rádio do centro da estrela de nêutrons é afetada pela gravidade da anã branca, ela a "desacelera". Os cientistas, medindo o tempo de chegada dos sinais de rádio à Terra, podem determinar com alta precisão a massa do objeto "responsável" pelo atraso do sinal.

"Temos muita sorte com este sistema. Um pulsar girando rapidamente nos dá um sinal vindo de uma órbita perfeitamente localizada. Além disso, nosso anã branca bastante grande para estrelas deste tipo. Essa combinação única torna possível usar o efeito Shapiro (atraso gravitacional do sinal) em toda a sua extensão e simplifica as medições", diz o coautor Scott Ransom.

O sistema binário J1614-2230 está localizado de tal forma que pode ser observado quase de lado, ou seja, no plano da órbita. Isso torna mais fácil medir com precisão as massas de suas estrelas constituintes.

Como resultado, a massa do pulsar era igual a 1,97 massas solares, o que era um recorde para estrelas de nêutrons.

"Essas medições de massa nos dizem que, se houver quarks no núcleo de uma estrela de nêutrons, eles não podem ser 'livres', mas provavelmente devem interagir uns com os outros muito mais fortemente do que em núcleos atômicos 'comuns'", explica. o líder do grupo de astrofísicos que lidam com esta questão, Feryal Ozel (Feryal Ozel) da Universidade do Arizona.

"Surpreende-me que algo tão simples como a massa de uma estrela de nêutrons possa dizer tanto sobre vários campos física e astronomia", diz Ransom.

O astrofísico Sergey Popov do Estado instituto astronômico nomeado após Sternberg observa que o estudo de estrelas de nêutrons pode dar informação essencial sobre a estrutura da matéria.

"Em laboratórios terrestres, é impossível estudar matéria com densidade muito superior à nuclear. E isso é muito importante para entender como o mundo funciona. Felizmente, isso matéria densa encontrados no interior das estrelas de nêutrons. Para determinar as propriedades desta substância, é muito importante descobrir qual a massa limitante que uma estrela de nêutrons pode ter e não se transformar em um buraco negro", disse Popov à RIA Novosti.

Introdução

Ao longo de sua história, a humanidade não parou de tentar entender o universo. O universo é chamado a totalidade de tudo o que existe, todas as partículas materiais do espaço entre essas partículas. Por ideias modernas O universo tem cerca de 14 bilhões de anos.

O tamanho da parte visível do universo é de aproximadamente 14 bilhões de anos-luz (um ano-luz é a distância que a luz percorre no vácuo em um ano). Segundo alguns cientistas, o comprimento do universo é de 90 bilhões de anos-luz. Para facilitar a operação com distâncias tão grandes, um valor chamado Parsec é usado. Um parsec é a distância a partir da qual raio médio A órbita da Terra, perpendicular à linha de visão, é visível em um ângulo de um segundo de arco. 1 parsec = 3,2616 anos-luz.

Há um grande número de objetos diferentes no universo, cujos nomes são bem conhecidos por muitos, como planetas e satélites, estrelas, buracos negros, etc. As estrelas são muito diversas em seu brilho, tamanho, temperatura e outros parâmetros . As estrelas incluem objetos como anãs brancas, estrelas de nêutrons, gigantes e supergigantes, quasares e pulsares. De particular interesse são os centros das galáxias. De acordo com os conceitos modernos, um buraco negro é adequado para o papel de um objeto localizado no centro de uma galáxia. Os buracos negros são produtos da evolução das estrelas que são únicos em suas propriedades. A validade experimental da existência de buracos negros depende da validade teoria geral relatividade.

Além das galáxias, o universo está repleto de nebulosas (nuvens interestelares compostas por poeira, gás e plasma), radiação de fundo, penetrando todo o universo, e outros objetos pouco estudados.

estrelas de nêutrons

Estrêla de Neutróns -- objeto astronômico, que é um dos produtos finais da evolução das estrelas, consistindo principalmente de um núcleo de nêutrons coberto com uma crosta de matéria relativamente fina (~1 km) na forma de núcleos atômicos pesados ​​e elétrons. As massas das estrelas de nêutrons são comparáveis ​​à massa do Sol, mas o raio típico é de apenas 10 a 20 quilômetros. É por isso densidade média matéria de tal estrela é várias vezes maior do que a densidade do núcleo atômico (que para núcleos pesados médias 2,8*1017 kg/m?). A contração gravitacional adicional de uma estrela de nêutrons é evitada pela pressão da matéria nuclear, que surge devido à interação de nêutrons.

Muitas estrelas de nêutrons têm velocidades rotacionais extremamente altas, até mil revoluções por segundo. Acredita-se que as estrelas de nêutrons nascem durante as explosões de supernovas.

As forças gravitacionais nas estrelas de nêutrons são equilibradas pela pressão do gás de nêutrons degenerado, valor máximo a massa de uma estrela de nêutrons é dada pelo limite de Oppenheimer-Volkov, valor numérico que depende da (ainda pouco conhecida) equação do estado da matéria no núcleo da estrela. Existem pré-requisitos teóricos que, com mais maior ampliação densidade, a degeneração de estrelas de nêutrons em estrelas de quarks é possível.

O campo magnético na superfície das estrelas de nêutrons atinge um valor de 1012-1013 Gs (Gs-Gauss - uma unidade de medida de indução magnética), são os processos nas magnetosferas das estrelas de nêutrons que são responsáveis ​​pela emissão de rádio de pulsares . Desde a década de 1990, algumas estrelas de nêutrons foram identificadas como magnetares, estrelas com campos magnéticos da ordem de 1014 gauss e superiores. Tais campos (que excedem o valor "crítico" de 4,414 1013 G, no qual a energia de interação de um elétron com um campo magnético excede sua energia de repouso) trazem qualitativamente nova física, uma vez que os efeitos relativísticos específicos se tornam significativos, a polarização vácuo físico etc.

Classificação das estrelas de nêutrons

Os dois principais parâmetros que caracterizam a interação das estrelas de nêutrons com a matéria circundante e, consequentemente, suas manifestações observacionais são o período de rotação e a magnitude do campo magnético. Com o tempo, a estrela gasta seu energia rotacional, e seu período de rotação aumenta. O campo magnético também está enfraquecendo. Por esta razão, uma estrela de nêutrons pode mudar seu tipo durante sua vida.

Ejetor (rádio pulsar) - campos magnéticos fortes e um pequeno período de rotação. No modelo mais simples da magnetosfera, o campo magnético gira rigidamente, ou seja, com a mesma velocidade angular da própria estrela de nêutrons. Em um determinado raio velocidade da linha rotação do campo aproxima-se da velocidade da luz. Este raio é chamado de raio do cilindro leve. Além desse raio, o campo dipolo usual não pode existir, então as linhas de força do campo se rompem neste ponto. Partículas carregadas que se movem ao longo das linhas do campo magnético podem deixar uma estrela de nêutrons através desses penhascos e voar para o infinito. Uma estrela de nêutrons desse tipo ejeta (vomita, empurra para fora) partículas carregadas relativísticas que irradiam na faixa de rádio. Para um observador, os ejetores parecem pulsares de rádio.

Hélice - a velocidade de rotação já é insuficiente para a ejeção de partículas, portanto, essa estrela não pode ser um pulsar de rádio. No entanto, ainda é grande, e a matéria capturada pelo campo magnético ao redor da estrela de nêutrons não pode cair, ou seja, a acreção de matéria não ocorre. Estrelas de nêutrons desse tipo praticamente não têm manifestações observáveis ​​e são pouco estudadas.

Accretor (pulsar de raios-X) - a velocidade de rotação é reduzida a tal ponto que agora nada impede que a substância caia em uma estrela de nêutrons. O plasma, caindo, move-se ao longo das linhas do campo magnético e atinge uma superfície sólida perto dos pólos de uma estrela de nêutrons, aquecendo até dezenas de milhões de graus. Uma substância aquecida a temperaturas altas, brilha na faixa de raios-X. A área em que a matéria em queda colide com a superfície da estrela é muito pequena - apenas cerca de 100 metros. Este ponto quente, devido à rotação da estrela, desaparece periodicamente de vista, o que o observador percebe como pulsações. Esses objetos são chamados de pulsares de raios-X.

Georotator - a velocidade de rotação de tais estrelas de nêutrons é pequena e não impede a acreção. Mas as dimensões da magnetosfera são tais que o plasma é parado pelo campo magnético antes de ser capturado pela gravidade. Um mecanismo semelhante opera na magnetosfera da Terra, devido ao qual determinado tipo e recebeu o seu nome.

27 de dezembro de 2004, uma explosão de raios gama que chegou ao nosso sistema solar de SGR 1806-20 (representado na visão do artista). A explosão foi tão poderosa que afetou a atmosfera da Terra a mais de 50.000 anos-luz de distância.

Estrêla de Neutróns - corpo cósmico, que é um dos possíveis resultados da evolução, consistindo principalmente de um núcleo de nêutrons coberto com uma crosta de matéria relativamente fina (~1 km) na forma de núcleos atômicos pesados ​​e elétrons. As massas das estrelas de nêutrons são comparáveis ​​à massa, mas o raio típico de uma estrela de nêutrons é de apenas 10 a 20 quilômetros. Portanto, a densidade média da substância de tal objeto é várias vezes maior que a densidade do núcleo atômico (que para núcleos pesados ​​é em média 2,8 10 17 kg/m³). A contração gravitacional adicional de uma estrela de nêutrons é evitada pela pressão da matéria nuclear, que surge devido à interação de nêutrons.

Muitas estrelas de nêutrons têm velocidades de rotação extremamente altas - até mil revoluções por segundo. As estrelas de nêutrons são criadas pelas explosões de estrelas.

As massas da maioria das estrelas de nêutrons com massas medidas de forma confiável são 1,3-1,5 massas solares, o que está próximo do valor do limite de Chandrasekhar. Teoricamente, estrelas de nêutrons com massas de 0,1 a cerca de 2,5 massas solares, no entanto, o valor da massa limite superior é atualmente conhecido de forma muito imprecisa. As estrelas de nêutrons mais massivas conhecidas são Vela X-1 (tem uma massa de pelo menos 1,88 ± 0,13 massas solares no nível 1σ, o que corresponde a um nível de significância de α≈34%), PSR J1614-2230ruen (com uma estimativa de massa de 1,97 ±0,04 solar), e PSR J0348+0432ruen (com uma estimativa de massa de 2,01±0,04 solar). A gravidade em estrelas de nêutrons é equilibrada pela pressão do gás de nêutrons degenerado, o valor máximo da massa de uma estrela de nêutrons é dado pelo limite de Oppenheimer-Volkov, cujo valor numérico depende da (ainda pouco conhecida) equação de estado de matéria no núcleo da estrela. Existem pré-requisitos teóricos para o fato de que, com um aumento ainda maior na densidade, é possível a transformação de estrelas de nêutrons em quarks.

Estrutura de uma estrela de nêutrons.

O campo magnético na superfície das estrelas de nêutrons atinge um valor de 10 12 -10 13 gauss (para comparação, a Terra tem cerca de 1 gauss), são os processos nas magnetosferas das estrelas de nêutrons que são responsáveis ​​pela emissão de rádio dos pulsares . Desde a década de 1990, algumas estrelas de nêutrons foram identificadas como magnetares - estrelas com campos magnéticos da ordem de 10 14 G e superiores. Tais campos magnéticos (que excedem o valor “crítico” de 4,414 10 13 G, no qual a energia de interação de um elétron com um campo magnético excede sua energia de repouso mec²) introduzem uma física qualitativamente nova, pois efeitos relativísticos específicos, polarização do vácuo físico , etc. tornam-se significativos.

Em 2012, cerca de 2.000 estrelas de nêutrons foram descobertas. Cerca de 90% deles são solteiros. No total, 10 8 -10 9 estrelas de nêutrons podem existir na nossa, ou seja, algo em torno de uma em cada mil estrelas comuns. As estrelas de nêutrons são caracterizadas por altas velocidades (geralmente centenas de km/s). Como resultado da acreção de matéria de nuvens, uma estrela de nêutrons pode ser vista nessa situação em diferentes faixas espectrais, incluindo a óptica, que responde por cerca de 0,003% da energia irradiada (correspondente à magnitude 10).

Deflexão gravitacional da luz (devido à deflexão relativística da luz, mais da metade da superfície é visível)

As estrelas de nêutrons são uma das poucas classes objetos espaciais, que foram teoricamente previstos antes da descoberta por observadores.

Em 1933, os astrônomos Walter Baade e Fritz Zwicky sugeriram que uma estrela de nêutrons poderia se formar em uma explosão de supernova. Cálculos teóricos da época mostraram que a radiação de uma estrela de nêutrons é muito fraca e impossível de detectar. O interesse em estrelas de nêutrons aumentou na década de 1960, quando a astronomia de raios X começou a se desenvolver, pois a teoria previa que seu máximo radiação térmica cai dentro da área de raios-x moles. No entanto, inesperadamente, eles foram descobertos em observações de rádio. Em 1967, Jocelyn Bell, uma estudante de pós-graduação de E. Hewish, descobriu objetos que emitem pulsos regulares de ondas de rádio. Esse fenômeno foi explicado pela direção estreita do feixe de rádio de um objeto em rotação rápida - uma espécie de "farol cósmico". Mas qualquer estrela comum entraria em colapso a uma velocidade de rotação tão alta. Apenas estrelas de nêutrons eram adequadas para o papel de tais faróis. O pulsar PSR B1919+21 é considerado a primeira estrela de nêutrons descoberta.

A interação de uma estrela de nêutrons com a matéria circundante é determinada por dois parâmetros principais e, consequentemente, suas manifestações observáveis: o período (velocidade) de rotação e a magnitude do campo magnético. Com o tempo, a estrela gasta sua energia rotacional e sua rotação diminui. O campo magnético também está enfraquecendo. Por esta razão, uma estrela de nêutrons pode mudar seu tipo durante sua vida. Abaixo está a nomenclatura das estrelas de nêutrons em ordem decrescente de velocidade de rotação, de acordo com a monografia de V.M. Lipunov. Como a teoria das magnetosferas pulsares ainda está em desenvolvimento, existem modelos teóricos alternativos.

Campos magnéticos fortes e curto período de rotação. No modelo mais simples da magnetosfera, o campo magnético gira rigidamente, ou seja, com a mesma velocidade angular do corpo de uma estrela de nêutrons. A um certo raio, a velocidade linear de rotação do campo aproxima-se da velocidade da luz. Este raio é chamado de "raio do cilindro leve". Além desse raio, o campo dipolo usual não pode existir, então as linhas de força do campo se rompem neste ponto. Partículas carregadas se movendo linhas de força campo magnético, através de tais penhascos eles podem deixar a estrela de nêutrons e voar para o espaço interestelar. Uma estrela de nêutrons desse tipo "ejeta" (do francês ejetor - vomitar, empurrar) partículas carregadas relativísticas que irradiam no alcance do rádio. Os ejetores são observados como pulsares de rádio.

Hélice

A velocidade de rotação já é insuficiente para a ejeção de partículas, então tal estrela não pode ser um pulsar de rádio. No entanto, a velocidade de rotação ainda é alta, e a matéria capturada pelo campo magnético ao redor da estrela de nêutrons não pode cair, ou seja, a acreção de matéria não ocorre. Estrelas de nêutrons desse tipo praticamente não têm manifestações observáveis ​​e são pouco estudadas.

Acretor (pulsar de raios-X)

A velocidade de rotação é reduzida a tal nível que agora nada impede que a matéria caia em tal estrela de nêutrons. A matéria em queda, já no estado de plasma, se move ao longo das linhas do campo magnético e atinge a superfície sólida do corpo de uma estrela de nêutrons na região de seus pólos, aquecendo até dezenas de milhões de graus. Uma substância aquecida a temperaturas tão altas brilha intensamente na faixa de raios-X. A área em que a matéria incidente colide com a superfície do corpo de uma estrela de nêutrons é muito pequena - apenas cerca de 100 metros. Este ponto quente, devido à rotação da estrela, desaparece periodicamente de vista, e pulsações regulares de raios-X são observadas. Esses objetos são chamados de pulsares de raios-X.

Georotador

A velocidade de rotação de tais estrelas de nêutrons é baixa e não impede a acreção. Mas as dimensões da magnetosfera são tais que o plasma é parado pelo campo magnético antes de ser capturado pela gravidade. Um mecanismo semelhante opera na magnetosfera da Terra, e é por isso que esse tipo de estrela de nêutrons recebeu esse nome.

Magnetar

Uma estrela de nêutrons com um campo magnético excepcionalmente forte (até 10 11 T). Teoricamente, a existência de magnetares foi prevista em 1992, e a primeira evidência deles existência real obtido em 1998 sob observação flash poderoso radiação gama e raios-x da fonte SGR 1900+14 na constelação de Aquila. A vida útil dos magnetares é de cerca de 1.000.000 anos. Magnetares têm o campo magnético mais forte em .

Os magnetares são um tipo pouco conhecido de estrela de nêutrons devido ao fato de que poucos estão próximos o suficiente da Terra. Magnetares de diâmetro são cerca de 20-30 km, mas as massas da maioria excedem a massa do Sol. O magnetar é tão comprimido que uma ervilha de sua matéria pesaria mais de 100 milhões de toneladas. A maioria dos magnetares conhecidos gira muito rapidamente, pelo menos algumas rotações em torno do eixo por segundo. Eles são observados em radiação gama próximo aos raios X, não emitem emissão de rádio. Ciclo da vida magnetar é curto o suficiente. Seus fortes campos magnéticos desaparecem após cerca de 10.000 anos, após o que sua atividade e emissão de raios X cessam. De acordo com uma das suposições, até 30 milhões de magnetares poderiam ter se formado em nossa galáxia durante toda a sua existência. Os magnetares são formados por estrelas massivas com uma massa inicial de cerca de 40 M☉.

Os choques formados na superfície do magnetar causam grandes flutuações em uma estrela; as flutuações no campo magnético que os acompanham muitas vezes levam a enormes explosões de raios gama, que foram registradas na Terra em 1979, 1998 e 2004.

Em maio de 2007, doze magnetares eram conhecidos e mais três candidatos aguardavam confirmação. Exemplos de magnetares conhecidos:

SGR 1806-20, localizado a 50.000 anos-luz da Terra em lado oposto nossa galáxia via Láctea na constelação de Sagitário.
SGR 1900+14, distante 20.000 anos-luz, na constelação de Aquila. Depois período longo emissões de baixa emissão (explosões significativas apenas em 1979 e 1993) se intensificaram em maio-agosto de 1998, e a explosão, detectada em 27 de agosto de 1998, foi forte o suficiente para desligar nave espacial PERTO do Sapateiro para evitar danos. Em 29 de maio de 2008, o Telescópio Spitzer da NASA detectou anéis de matéria ao redor deste magnetar. Acredita-se que este anel foi formado durante a explosão observada em 1998.
1E 1048.1-5937 é um pulsar anômalo de raios-X localizado a 9.000 anos-luz na constelação de Carina. A estrela da qual o magnetar se formou tinha uma massa 30-40 vezes maior que a do Sol.
Uma lista completa é fornecida no catálogo de magnetares.

Em setembro de 2008, o ESO relata a identificação de um objeto originalmente pensado para ser um magnetar, SWIFT J195509+261406; foi originalmente identificado por explosões de raios gama (GRB 070610)