Estrella neutrón

Vista simulada de una estrella de neutrones con disco de acreción. El disco aparece distorsionado cerca de la estrella debido a la lente gravitacional extrema.

La radiación del pulsar que gira rápidamente PSR B1509-58 hace que los rayos X emisores de gas cercanos (oro) e ilumina el resto de la nebulosa, aquí visto en infrarrojos (azul y rojo).

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva, que tenía una masa total de entre 10 y 25 masas solares, posiblemente más si la estrella era especialmente rica en metales. A excepción de los agujeros negros y algunos objetos hipotéticos (por ejemplo, los agujeros blancos, las estrellas de quarks y las estrellas extrañas), las estrellas de neutrones son la clase de objetos estelares más pequeña y densa que se conoce actualmente. Las estrellas de neutrones tienen un radio del orden de 10 kilómetros (6 millas) y una masa de alrededor de 1,4 masas solares. Son el resultado de la explosión de supernova de una estrella masiva, combinada con el colapso gravitatorio, que comprime el núcleo más allá de la densidad de la estrella enana blanca a la de los núcleos atómicos.

Una vez formados, ya no generan calor activamente y se enfrían con el tiempo; sin embargo, aún pueden evolucionar más a través de la colisión o la acumulación. La mayoría de los modelos básicos para estos objetos implican que las estrellas de neutrones están compuestas casi en su totalidad por neutrones (partículas subatómicas sin carga eléctrica neta y con una masa ligeramente mayor que la de los protones); los electrones y protones presentes en la materia normal se combinan para producir neutrones en las condiciones de una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones están parcialmente protegidas contra un mayor colapso por la presión de degeneración de neutrones, un fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli, al igual que las enanas blancas están protegidas contra el colapso por la presión de degeneración de electrones. Sin embargo, la presión de degeneración de los neutrones no es suficiente por sí misma para sostener un objeto de más de 0,7 M☉ y las fuerzas nucleares repulsivas juegan un papel más importante en el soporte de estrellas de neutrones más masivas. Si la estrella remanente tiene una masa que excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff de alrededor de 2 masas solares, la combinación de presión de degeneración y fuerzas nucleares es insuficiente para sostener la estrella de neutrones y continúa colapsando para formar un agujero negro. Se estima que la estrella de neutrones más masiva detectada hasta ahora, PSR J0952–0607, es 2,35±0.17 masas solares.

Las estrellas de neutrones que se pueden observar son muy calientes y normalmente tienen una temperatura superficial de alrededor de 600000 K. El material de una estrella de neutrones es notablemente denso: una caja de fósforos de tamaño normal que contenga material de una estrella de neutrones tendría un peso de aproximadamente 3 mil millones de toneladas, el mismo peso que un trozo de 0,5 kilómetros cúbicos de la Tierra (un cubo con bordes de unos 800 metros) de La superficie de la tierra. Sus campos magnéticos son entre 10⁸ y 10¹⁵ (100 millones y 1 cuatrillones) de veces más fuertes que el campo magnético de la Tierra. El campo gravitatorio en la superficie de la estrella de neutrones es de aproximadamente 2×10¹¹ (200 mil millones) veces el campo gravitacional de la Tierra.

A medida que el núcleo de la estrella colapsa, su velocidad de rotación aumenta como resultado de la conservación del momento angular y, por lo tanto, las estrellas de neutrones recién formadas giran hasta varios cientos de veces por segundo. Algunas estrellas de neutrones emiten rayos de radiación electromagnética que las hacen detectables como púlsares. De hecho, el descubrimiento de los púlsares por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish en 1967 fue la primera sugerencia observacional de que existen estrellas de neutrones. Se cree que la radiación de los púlsares se emite principalmente desde las regiones cercanas a sus polos magnéticos. Si los polos magnéticos no coinciden con el eje de rotación de la estrella de neutrones, el haz de emisión barrerá el cielo y, visto desde la distancia, si el observador se encuentra en algún lugar de la trayectoria del haz, aparecerá como pulsos de radiación. proveniente de un punto fijo en el espacio (el llamado "efecto faro"). La estrella de neutrones que gira más rápido que se conoce es PSR J1748-2446ad, que gira a una velocidad de 716 veces por segundo o 43 000 revoluciones por minuto, dando una velocidad lineal en la superficie del orden de 0,24 c (es decir, casi una cuarta parte de la velocidad de la luz).

Se cree que hay alrededor de mil millones de estrellas de neutrones en la Vía Láctea y, como mínimo, varios cientos de millones, una cifra que se obtiene estimando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernova. Sin embargo, la mayoría son viejos y fríos e irradian muy poco; la mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado ocurren solo en ciertas situaciones en las que sí irradian, como si fueran un púlsar o parte de un sistema binario. Las estrellas de neutrones de rotación lenta y que no acumulan son casi indetectables; sin embargo, desde que el telescopio espacial Hubble detectó RX J1856.5−3754 en la década de 1990, se han detectado algunas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir solo radiación térmica. Se conjetura que los repetidores gamma suaves son un tipo de estrella de neutrones con campos magnéticos muy fuertes, conocidos como magnetares o, alternativamente, estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor.

Las estrellas de neutrones en los sistemas binarios pueden acrecentarse, lo que generalmente hace que el sistema brille en rayos X, mientras que el material que cae sobre la estrella de neutrones puede formar puntos calientes que giran dentro y fuera de la vista en sistemas púlsares de rayos X identificados. Además, dicha acumulación puede "reciclar" púlsares viejos y potencialmente hacer que ganen masa y giren a velocidades de rotación muy rápidas, formando los llamados púlsares de milisegundos. Estos sistemas binarios seguirán evolucionando y, finalmente, los compañeros pueden convertirse en objetos compactos, como enanas blancas o estrellas de neutrones, aunque otras posibilidades incluyen la destrucción completa del compañero mediante ablación o fusión. La fusión de estrellas de neutrones binarias puede ser la fuente de estallidos de rayos gamma de corta duración y es probable que sean fuertes fuentes de ondas gravitacionales. En 2017, se observó una detección directa (GW170817) de las ondas gravitacionales de tal evento, y también se observaron ondas gravitacionales indirectamente en un sistema donde dos estrellas de neutrones se orbitan entre sí.

Formación

Representación simplificada de la formación de estrellas de neutrones.

Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial superior a 8 veces la masa del sol (8 M☉) tiene el potencial de producir una estrella de neutrones. A medida que la estrella se aleja de la secuencia principal, la combustión nuclear posterior produce un núcleo rico en hierro. Cuando todo el combustible nuclear en el núcleo se ha agotado, el núcleo debe ser soportado únicamente por la presión de degeneración. Otros depósitos de masa de la quema de caparazones hacen que el núcleo exceda el límite de Chandrasekhar. Se supera la presión de degeneración de electrones y el núcleo colapsa aún más, elevando las temperaturas por encima de 5×10⁹ K. A estas temperaturas, se produce la fotodesintegración (la ruptura de los núcleos de hierro en partículas alfa por rayos gamma de alta energía). A medida que la temperatura sube aún más, los electrones y protones se combinan para formar neutrones a través de la captura de electrones, liberando una avalancha de neutrinos. Cuando las densidades alcanzan la densidad nuclear de 4×10¹⁷ kg/m³, una combinación de fuerte fuerza de repulsión y presión de degeneración de neutrones detiene la contracción. La envoltura exterior de la estrella que cae es detenida y lanzada hacia afuera por un flujo de neutrinos producidos en la creación de los neutrones, convirtiéndose en una supernova. El remanente que queda es una estrella de neutrones. Si el remanente tiene una masa superior a unos 3 M_☉, colapsa aún más para convertirse en un agujero negro.

A medida que el núcleo de una estrella masiva se comprime durante una supernova de tipo II o una supernova de tipo Ib o de tipo Ic y colapsa en una estrella de neutrones, conserva la mayor parte de su momento angular. Pero, debido a que tiene solo una pequeña fracción del radio de su matriz (y, por lo tanto, su momento de inercia se reduce drásticamente), una estrella de neutrones se forma con una velocidad de rotación muy alta y luego, durante un período muy largo, se ralentiza.. Se sabe que las estrellas de neutrones tienen períodos de rotación de aproximadamente 1,4 ms a 30 s. La densidad de la estrella de neutrones también le otorga una gravedad superficial muy alta, con valores típicos que van desde 10¹² a 10¹³ m/s² (más de 10¹¹ veces la de la Tierra). Una medida de esa inmensa gravedad es el hecho de que las estrellas de neutrones tienen una velocidad de escape de más de la mitad de la velocidad de la luz. La gravedad de la estrella de neutrones acelera la materia que cae a una velocidad tremenda, y las fuerzas de marea cerca de la superficie pueden causar espaguetización. La fuerza de su impacto probablemente destruiría los átomos componentes del objeto, haciendo que toda la materia sea idéntica, en la mayoría de los aspectos, al resto de la estrella de neutrones.

Propiedades

Masa y temperatura

Una estrella de neutrones tiene una masa de al menos 1,1 masas solares (M_☉). El límite superior de masa de una estrella de neutrones se denomina límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff y, por lo general, se considera que es de alrededor de 2,1 M_☉, pero una estimación reciente sitúa el límite superior límite en 2,16 M_☉. La masa máxima observada de estrellas de neutrones es de aproximadamente 2,14 M_☉ para PSR J0740+6620 descubierta en septiembre de 2019. Estrellas compactas por debajo del límite de Chandrasekhar de 1,39 M_☉ son generalmente enanas blancas mientras que estrellas compactas con una masa entre 1,4 M_☉ y 2,16 M☉ sean estrellas de neutrones, pero hay un intervalo de unas pocas décimas de masa solar donde las masas de las estrellas de neutrones de baja masa y las enanas blancas de alta masa pueden superponerse. Se cree que más allá de 2,16 M_☉, el remanente estelar superará la fuerte fuerza de repulsión y la presión de degeneración de neutrones, de modo que se producirá un colapso gravitatorio para producir un agujero negro, pero el más pequeño La masa observada de un agujero negro estelar es de unos 5 M_☉. Entre 2,16 M_☉ y 5 M_☉, las estrellas hipotéticas de masa intermedia, como las estrellas de quarks y las estrellas electrodébiles, tienen propuesto, pero no se ha demostrado que exista ninguno.

La temperatura dentro de una estrella de neutrones recién formada es de alrededor de 1011 a 1012 kelvin. Sin embargo, la gran cantidad de neutrinos que emite se lleva tanta energía que la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae en unos pocos años a alrededor de 106 kelvin. A esta temperatura más baja, la mayor parte de la luz generada por una estrella de neutrones está en forma de rayos X.

Algunos investigadores han propuesto un sistema de clasificación de estrellas de neutrones utilizando números romanos (que no deben confundirse con las clases de luminosidad de Yerkes para estrellas no degeneradas) para clasificar las estrellas de neutrones por su masa y tasas de enfriamiento: tipo I para estrellas de neutrones con poca masa y velocidades de enfriamiento, tipo II para estrellas de neutrones con mayor masa y velocidades de enfriamiento, y un tipo III propuesto para estrellas de neutrones con masa aún mayor, acercándose a 2 M_☉, y con tasas de enfriamiento más altas y posiblemente candidatas para estrellas exóticas.

Densidad y presión

Las estrellas de neutrones tienen densidades generales de 3,7×10¹⁷ a 5,9×10¹⁷ kg/m³ (2.6× 10¹⁴ a 4.1×10¹⁴ veces la densidad del Sol), que es comparable a la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3 ×10¹⁷ kg/m³. La densidad de la estrella de neutrones varía entre aproximadamente 1×10⁹ kg/m³ en la corteza, aumentando con la profundidad, hasta aproximadamente 6×10 ¹⁷ o 8×10¹⁷ kg/m³ (más denso que un núcleo atómico) más adentro. Una estrella de neutrones es tan densa que una cucharadita (5 mililitros) de su material tendría una masa superior a 5,5×10¹² kg, unas 900 veces la masa de la Gran Pirámide de Giza. En el enorme campo gravitatorio de una estrella de neutrones, esa cucharadita de material pesaría 1,1×10²⁵ N, que es 15 veces lo que pesaría la Luna si se colocara en la superficie de la tierra. Toda la masa de la Tierra en densidad de estrella de neutrones cabría en una esfera de 305 m de diámetro (el tamaño del Telescopio de Arecibo). La presión aumenta desde 3.2×10³¹ a 1,6×10³⁴ Pa desde la corteza interna hasta el centro.

La ecuación del estado de la materia a densidades tan altas no se conoce con precisión debido a las dificultades teóricas asociadas con la extrapolación del comportamiento probable de la cromodinámica cuántica, la superconductividad y la superfluidez de la materia en tales estados. El problema se ve agravado por las dificultades empíricas de observar las características de cualquier objeto que se encuentre a cientos de parsecs de distancia o más.

Una estrella de neutrones tiene algunas de las propiedades de un núcleo atómico, incluida la densidad (dentro de un orden de magnitud) y estar compuesta de nucleones. Por lo tanto, en la literatura científica popular, las estrellas de neutrones a veces se describen como "núcleos gigantes". Sin embargo, en otros aspectos, las estrellas de neutrones y los núcleos atómicos son bastante diferentes. Un núcleo se mantiene unido por la interacción fuerte, mientras que una estrella de neutrones se mantiene unida por la gravedad. La densidad de un núcleo es uniforme, mientras que se predice que las estrellas de neutrones constan de múltiples capas con composiciones y densidades variables.

Campo magnético

La intensidad del campo magnético en la superficie de las estrellas de neutrones varía de c. 10⁴ a 10¹¹ tesla. Estos son órdenes de magnitud más altos que en cualquier otro objeto: a modo de comparación, se ha logrado un campo continuo de 16 T en el laboratorio y es suficiente para levitar una rana viva debido a la levitación diamagnética. Las variaciones en la intensidad de los campos magnéticos son probablemente el principal factor que permite distinguir diferentes tipos de estrellas de neutrones por sus espectros y explica la periodicidad de los púlsares.

Las estrellas de neutrones conocidas como magnetares tienen los campos magnéticos más fuertes, en el rango de 10⁸ a 10¹¹ tesla, y se han convertido en la hipótesis ampliamente aceptada para la estrella de neutrones. tipos de repetidores gamma suaves (SGR) y púlsares de rayos X anómalos (AXP). La densidad de energía magnética de un campo de 10⁸ T es extrema y supera con creces la densidad de energía de masa de la materia ordinaria. Los campos de esta fuerza pueden polarizar el vacío hasta el punto de que el vacío se vuelve birrefringente. Los fotones pueden fusionarse o dividirse en dos, y se producen pares virtuales de partículas y antipartículas. El campo cambia los niveles de energía de los electrones y los átomos son forzados a formar cilindros delgados. A diferencia de un púlsar ordinario, el giro hacia abajo del magnetar puede ser alimentado directamente por su campo magnético, y el campo magnético es lo suficientemente fuerte como para forzar la corteza hasta el punto de fractura. Las fracturas de la corteza causan terremotos de estrellas, observados como estallidos de rayos gamma duros de milisegundos extremadamente luminosos. La bola de fuego queda atrapada por el campo magnético y aparece y desaparece cuando la estrella gira, lo que se observa como una emisión periódica de repetidor gamma suave (SGR) con un período de 5 a 8 segundos y que dura unos minutos.

Los orígenes del fuerte campo magnético aún no están claros. Una hipótesis es la de la 'congelación del flujo', o conservación del flujo magnético original durante la formación de la estrella de neutrones. Si un objeto tiene cierto flujo magnético sobre su área de superficie, y esa área se reduce a un área más pequeña, pero el flujo magnético se conserva, entonces el campo magnético aumentaría correspondientemente. Del mismo modo, una estrella que colapsa comienza con un área de superficie mucho mayor que la estrella de neutrones resultante, y la conservación del flujo magnético daría como resultado un campo magnético mucho más fuerte. Sin embargo, esta simple explicación no explica completamente la intensidad del campo magnético de las estrellas de neutrones.

Gravedad y ecuación de estado

Deflexión de luz gravitacional en una estrella de neutrones. Debido a la deflexión ligera relativista sobre la mitad de la superficie es visible (cada parche de rejilla representa 30 por 30 grados). En unidades naturales, la masa de esta estrella es 1 y su radio es 4, o el doble de su radio Schwarzschild.

El campo gravitatorio en la superficie de una estrella de neutrones es de aproximadamente 2×10¹¹ veces más fuerte que en la Tierra, alrededor de 2.0×10¹² m/s². Un campo gravitatorio tan fuerte actúa como una lente gravitacional y desvía la radiación emitida por la estrella de neutrones de tal manera que partes de la superficie trasera normalmente invisible se vuelven visibles. Si el radio de la estrella de neutrones es 3GM/c² o menos, entonces los fotones pueden quedar atrapados en una órbita, haciendo así que la toda la superficie de esa estrella de neutrones visible desde un único punto de vista, junto con órbitas de fotones desestabilizadoras en o por debajo de la distancia de 1 radio de la estrella.

Una fracción de la masa de una estrella que colapsa para formar una estrella de neutrones se libera en la explosión de supernova de la que se forma (según la ley de equivalencia masa-energía, E = mc²). La energía proviene de la energía de enlace gravitacional de una estrella de neutrones.

Por lo tanto, la fuerza gravitatoria de una estrella de neutrones típica es enorme. Si un objeto cayera desde una altura de un metro sobre una estrella de neutrones de 12 kilómetros de radio, alcanzaría el suelo a unos 1400 kilómetros por segundo. Sin embargo, incluso antes del impacto, la fuerza de la marea causaría la espaguetización, rompiendo cualquier tipo de objeto ordinario en una corriente de material.

Debido a la enorme gravedad, la dilatación del tiempo entre una estrella de neutrones y la Tierra es significativa. Por ejemplo, podrían pasar ocho años en la superficie de una estrella de neutrones, pero habrían pasado diez años en la Tierra, sin incluir el efecto de dilatación del tiempo de la rotación muy rápida de la estrella.

Las ecuaciones de estado relativistas de las estrellas de neutrones describen la relación entre el radio y la masa para varios modelos. Los radios más probables para una masa de estrella de neutrones dada están entre paréntesis por los modelos AP4 (radio más pequeño) y MS2 (radio más grande). E_B es la relación entre la masa de energía de enlace gravitacional equivalente a la masa gravitacional de la estrella de neutrones observada de M kilogramos con radio R metros,

EB=0.60β β 1− − β β 2{displaystyle E_{text{B}={frac {0,60beta }{1-{frac {beta } {2}}}}

β β =GM/Rc2{displaystyle beta =G,M/R,{c}{2}

• G=6.67408× × 10− − 11m3kg− − 1s− − 2{displaystyle G=6.67408times 10^{-11},{text{m}{3}{text{kg}}{-1}{text{}}{-2}} {}} {}}} {}}} {f}}} {f}
• c=2.99792458× × 108m/s{displaystyle c=2.99792458times 10^{8},{text{m}/{text{s}}
• M⊙ ⊙ =1.98855× × 1030kg{displaystyle M_{odot}=1.98855times 10^{30},{text{kg}}}

y las masas estelares "M" comúnmente reportados como múltiplos de una masa solar,

Mx=MM⊙ ⊙ {displaystyle M_{x}={frac {M}{M_{odot }

EB=886.0MxR[en metros]− − 738.3Mx{displaystyle ¿Qué? {fnMicrosoft}}}}738.3,M_{x}}}}}

Una estrella de neutrones de 2 M_☉ no sería más compacta que un radio de 10.970 metros (modelo AP4). Su energía de enlace gravitacional de fracción de masa sería entonces 0,187, −18,7% (exotérmica). Esto no está cerca de 0,6/2 = 0,3, −30 %.

Todavía no se conoce la ecuación de estado de una estrella de neutrones. Se supone que difiere significativamente de la de una enana blanca, cuya ecuación de estado es la de un gas degenerado que puede describirse de acuerdo con la relatividad especial. Sin embargo, con una estrella de neutrones ya no se pueden ignorar los efectos aumentados de la relatividad general. Se han propuesto varias ecuaciones de estado (FPS, UU, APR, L, SLy y otras) y la investigación actual aún intenta restringir las teorías para hacer predicciones sobre la materia de las estrellas de neutrones. Esto significa que la relación entre la densidad y la masa no se conoce por completo, y esto provoca incertidumbres en las estimaciones del radio. Por ejemplo, una estrella de neutrones de 1,5 M_☉ podría tener un radio de 10,7, 11,1, 12,1 o 15,1 kilómetros (para EOS FPS, UU, APR o L respectivamente).

Estructura

Sección transversal de la estrella de neutrones. Las densidades son en términos de ***₀ la densidad de la materia nuclear saturación, donde los núcleos comienzan a tocar.

La comprensión actual de la estructura de las estrellas de neutrones está definida por modelos matemáticos existentes, pero podría ser posible inferir algunos detalles a través de estudios de oscilaciones de estrellas de neutrones. La astrosismología, un estudio aplicado a las estrellas ordinarias, puede revelar la estructura interna de las estrellas de neutrones mediante el análisis de los espectros observados de las oscilaciones estelares.

Los modelos actuales indican que la materia en la superficie de una estrella de neutrones se compone de núcleos atómicos ordinarios aplastados en una red sólida con un mar de electrones que fluye a través de los espacios entre ellos. Es posible que los núcleos en la superficie sean de hierro, debido a la alta energía de enlace del hierro por nucleón. También es posible que los elementos pesados, como el hierro, simplemente se hundan debajo de la superficie, dejando solo núcleos ligeros como el helio y el hidrógeno. Si la temperatura de la superficie supera los 10⁶ kelvins (como en el caso de un púlsar joven), la superficie debería ser fluida en lugar de la fase sólida que podría existir en las estrellas de neutrones más frías (temperatura <10⁶ kelvin).

La "atmósfera" de una estrella de neutrones se supone que tiene como máximo varios micrómetros de espesor, y su dinámica está totalmente controlada por el campo magnético de la estrella de neutrones. Debajo de la atmósfera se encuentra una "corteza" sólida. Esta corteza es extremadamente dura y muy lisa (con irregularidades superficiales máximas del orden de milímetros o menos), debido al campo gravitatorio extremo.

Procediendo hacia el interior, uno encuentra núcleos con un número cada vez mayor de neutrones; tales núcleos se descompondrían rápidamente en la Tierra, pero se mantienen estables gracias a tremendas presiones. A medida que este proceso continúa a profundidades crecientes, el goteo de neutrones se vuelve abrumador y la concentración de neutrones libres aumenta rápidamente. En esa región hay núcleos, electrones libres y neutrones libres. Los núcleos se vuelven cada vez más pequeños (la gravedad y la presión superan a la fuerza fuerte) hasta que se alcanza el núcleo, por definición, el punto donde existen la mayoría de los neutrones. La jerarquía esperada de fases de materia nuclear en la corteza interna se ha caracterizado como "pasta nuclear", con menos vacíos y estructuras más grandes hacia presiones más altas. La composición de la materia superdensa en el núcleo sigue siendo incierta. Un modelo describe el núcleo como materia superfluida degenerada de neutrones (principalmente neutrones, con algunos protones y electrones). Son posibles formas de materia más exóticas, incluida la materia extraña degenerada (que contiene quarks extraños además de los quarks arriba y abajo), materia que contiene piones y kaones de alta energía además de neutrones, o materia degenerada de quarks ultradensos.

Radiación

Los renderizados de una estrella de neutrones con disco de acreción, con líneas de campo magnético proyectadas, mostrando ráfagas de rayos X potentes y ondas de radio. Las simulaciones se toman de los datos de 2017 de NuSTAR y Swift de la NASA, y los observatorios XMM-Newto de ESA

Púlsares

Las estrellas de neutrones se detectan a partir de su radiación electromagnética. Por lo general, se observa que las estrellas de neutrones pulsan ondas de radio y otra radiación electromagnética, y las estrellas de neutrones que se observan con pulsos se denominan púlsares.

Pulsars' Se cree que la radiación es causada por la aceleración de partículas cerca de sus polos magnéticos, que no necesitan estar alineados con el eje de rotación de la estrella de neutrones. Se cree que se acumula un gran campo electrostático cerca de los polos magnéticos, lo que lleva a la emisión de electrones. Estos electrones se aceleran magnéticamente a lo largo de las líneas de campo, lo que conduce a una radiación de curvatura, con la radiación fuertemente polarizada hacia el plano de curvatura. Además, los fotones de alta energía pueden interactuar con fotones de baja energía y el campo magnético para la producción de pares electrón-positrón, que a través de la aniquilación electrón-positrón conduce a más fotones de alta energía.

La radiación que emana de los polos magnéticos de las estrellas de neutrones se puede describir como radiación magnetosférica, en referencia a la magnetosfera de la estrella de neutrones. No debe confundirse con la radiación dipolar magnética, que se emite porque el eje magnético no está alineado con el eje de rotación, con una frecuencia de radiación igual a la frecuencia de rotación de la estrella de neutrones.

Si el eje de rotación de la estrella de neutrones es diferente del eje magnético, los espectadores externos solo verán estos haces de radiación siempre que el eje magnético apunte hacia ellos durante la rotación de la estrella de neutrones. Por lo tanto, se observan pulsos periódicos, al mismo ritmo que la rotación de la estrella de neutrones.

En mayo de 2022, los astrónomos informaron sobre una estrella de neutrones emisora de radio de período ultralargo PSR J0901-4046, con propiedades de espín distintas de las estrellas de neutrones conocidas. No está claro cómo se genera su emisión de radio y desafía la comprensión actual de cómo evolucionan los púlsares.

Estrellas de neutrones no pulsantes

Además de los púlsares, también se han identificado estrellas de neutrones no pulsantes, aunque pueden tener variaciones periódicas menores en la luminosidad. Esta parece ser una característica de las fuentes de rayos X conocidas como Objetos compactos centrales en remanentes de supernova (CCO en SNR), que se cree que son estrellas de neutrones aisladas jóvenes y silenciosas.

Espectros

Además de las emisiones de radio, también se han identificado estrellas de neutrones en otras partes del espectro electromagnético. Esto incluye luz visible, infrarrojo cercano, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Los púlsares observados en rayos X se conocen como púlsares de rayos X si son alimentados por acreción, mientras que los identificados en luz visible se conocen como púlsares ópticos. La mayoría de las estrellas de neutrones detectadas, incluidas las identificadas en rayos ópticos, rayos X y rayos gamma, también emiten ondas de radio; el Crab Pulsar produce emisiones electromagnéticas en todo el espectro. Sin embargo, existen estrellas de neutrones llamadas estrellas de neutrones radio silenciosas, sin emisiones de radio detectadas.

Rotación

Las estrellas de neutrones giran extremadamente rápido después de su formación debido a la conservación del momento angular; En analogía con los patinadores sobre hielo que giran tirando de sus brazos, la lenta rotación del núcleo de la estrella original se acelera a medida que se encoge. Una estrella de neutrones recién nacida puede girar muchas veces por segundo.

Gira hacia abajo

P–P- diagrama de puntos para pulsares de radiación (rojo), pulsadores de rayos X anómalos (verde), pulsadores de emisión de alta energía (azul) y pulsares binarios (pink)

Con el tiempo, las estrellas de neutrones se ralentizan, ya que sus campos magnéticos giratorios irradian energía asociada con la rotación; Las estrellas de neutrones más antiguas pueden tardar varios segundos en cada revolución. Esto se llama spin down. La velocidad a la que una estrella de neutrones frena su rotación suele ser constante y muy pequeña.

Hora periódicaP) es el período de rotación, el tiempo para una rotación de una estrella de neutrones. La tasa de spin-down, la velocidad de desaceleración de la rotación, se da entonces el símbolo PÍ Í {displaystyle { dot {}}} ()P-dot), el derivado de P con respecto al tiempo. Se define como el aumento periódico del tiempo por unidad; es una cantidad sin dimensiones, pero se pueden dar las unidades de s⋅s⁻¹ (segundos por segundo).

La tasa de giro hacia abajo (punto P) de las estrellas de neutrones suele estar dentro del rango de 10⁻²² a 10⁻⁹ s⋅s⁻¹, con las estrellas de neutrones observables de período más corto (o de rotación más rápida) que generalmente tienen un punto P más pequeño. A medida que una estrella de neutrones envejece, su rotación se hace más lenta (a medida que aumenta P); eventualmente, la velocidad de rotación se volverá demasiado lenta para alimentar el mecanismo de emisión de radio y la estrella de neutrones ya no podrá ser detectada.

Los puntos

P y P permiten estimar los campos magnéticos mínimos de las estrellas de neutrones. Los puntos P y P también se pueden usar para calcular la edad característica de un púlsar, pero dan una estimación algo mayor que la verdadera. edad cuando se aplica a púlsares jóvenes.

P y P- También se puede combinar con el momento de inercia de la estrella de neutrones para estimar una cantidad llamada luminosidad abatible, que se da el símbolo EÍ Í {displaystyle { dot {}}} ()E-Puerta). No es la luminosidad medida, sino la tasa de pérdida calculada de energía rotacional que se manifestaría como radiación. Para las estrellas de neutrones donde la luminosidad desplegable es comparable a la luminosidad real, se dice que las estrellas de neutrones son "controladas por la rotación". La luminosidad observada del Pulsar Cangrejo es comparable a la luminosidad desplegable, apoyando al modelo que la energía cinética rotacional potencia la radiación de ella. Con estrellas de neutrones como magnetares, donde la luminosidad real supera la luminosidad desplegable alrededor de un factor de cien, se supone que la luminosidad es alimentada por la disipación magnética, en lugar de ser potenciada la rotación.

Los puntos

P y P también se pueden trazar para que las estrellas de neutrones creen una P–P- diagrama de puntos Codifica una enorme cantidad de información sobre la población de púlsares y sus propiedades, y se ha comparado con el diagrama de Hertzsprung-Russell en cuanto a su importancia para las estrellas de neutrones.

Gira

La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones puede aumentar, un proceso conocido como giro. A veces, las estrellas de neutrones absorben materia en órbita de las estrellas compañeras, lo que aumenta la velocidad de rotación y remodela la estrella de neutrones en un esferoide achatado. Esto provoca un aumento en la velocidad de rotación de la estrella de neutrones de más de cien veces por segundo en el caso de púlsares de milisegundos.

La estrella de neutrones que gira más rápidamente que se conoce actualmente, PSR J1748-2446ad, gira a 716 revoluciones por segundo. Un artículo de 2007 informó sobre la detección de una oscilación de ráfaga de rayos X, que proporciona una medida indirecta del giro, de 1122 Hz de la estrella de neutrones XTE J1739-285, lo que sugiere 1122 rotaciones por segundo. Sin embargo, en la actualidad, esta señal solo se ha visto una vez, y debe considerarse tentativa hasta que se confirme en otro estallido de esa estrella.

Problemas técnicos y terremotos

La concepción del artista de la NASA de un "starquake", o "seque estrella".

A veces, una estrella de neutrones experimenta un problema técnico, un pequeño aumento repentino de su velocidad de rotación o un giro. Se cree que los fallos son el efecto de un terremoto estelar: a medida que la rotación de la estrella de neutrones se ralentiza, su forma se vuelve más esférica. Debido a la rigidez del "neutrón" corteza, esto sucede como eventos discretos cuando la corteza se rompe, creando un terremoto similar a los terremotos. Después del terremoto, la estrella tendrá un radio ecuatorial más pequeño y, debido a que se conserva el momento angular, su velocidad de rotación ha aumentado.

Los terremotos estelares que ocurren en los magnetares, con una falla resultante, es la principal hipótesis para las fuentes de rayos gamma conocidas como repetidores gamma suaves.

Sin embargo, un trabajo reciente sugiere que un terremoto estelar no liberaría suficiente energía para una falla en una estrella de neutrones; se ha sugerido que las fallas pueden ser causadas por transiciones de vórtices en el núcleo superfluido teórico de la estrella de neutrones de un estado de energía metaestable a uno más bajo, liberando así energía que aparece como un aumento en la tasa de rotación.

Antifallas

También se ha informado de un anti-fallo, una pequeña disminución repentina en la velocidad de rotación, o giro hacia abajo, de una estrella de neutrones. Ocurrió en el magnetar 1E 2259+586, que en un caso produjo un aumento de la luminosidad de los rayos X de un factor de 20 y un cambio significativo en la velocidad de giro. Los modelos actuales de estrellas de neutrones no predicen este comportamiento. Si la causa fue interna, sugiere una rotación diferencial de la corteza externa sólida y el componente superfluido de la estructura interna del magnetar.

Población y distancias

La estrella central de neutrones en el corazón de la Nebula Cangrejo.

En la actualidad, hay unas 3200 estrellas de neutrones conocidas en la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes, la mayoría de las cuales han sido detectadas como radio púlsares. Las estrellas de neutrones se concentran principalmente a lo largo del disco de la Vía Láctea, aunque la dispersión perpendicular al disco es grande porque el proceso de explosión de la supernova puede impartir altas velocidades de traslación (400 km/s) a la estrella de neutrones recién formada.

Algunas de las estrellas de neutrones más cercanas conocidas son RX J1856.5−3754, que está a unos 400 años luz de la Tierra, y PSR J0108−1431 a unos 424 años luz. RX J1856.5-3754 es miembro de un grupo cercano de estrellas de neutrones llamado The Magnificent Seven. Otra estrella de neutrones cercana que se detectó transitando por el telón de fondo de la constelación de la Osa Menor ha sido apodada Calvera por sus descubridores canadienses y estadounidenses, en honor al villano de la película de 1960 Los siete magníficos. Este objeto que se mueve rápidamente fue descubierto utilizando el Catálogo de Fuentes ROSAT/Bright.

Las estrellas de neutrones solo son detectables con tecnología moderna durante las primeras etapas de su vida (casi siempre menos de 1 millón de años) y son superadas en número por las estrellas de neutrones más antiguas que solo serían detectables a través de su radiación de cuerpo negro y efectos gravitacionales en otras estrellas..

Sistemas binarios de estrellas de neutrones

Circinus X-1: Anillos de luz de rayos X de una estrella binaria de neutrones (24 de junio de 2015; Observatorio de rayos X Chandra)

Alrededor del 5% de todas las estrellas de neutrones conocidas son miembros de un sistema binario. La formación y evolución de estrellas de neutrones binarias y estrellas de neutrones dobles puede ser un proceso complejo. Se han observado estrellas de neutrones en binarias con estrellas ordinarias de la secuencia principal, gigantes rojas, enanas blancas u otras estrellas de neutrones. De acuerdo con las teorías modernas de la evolución binaria, se espera que las estrellas de neutrones también existan en sistemas binarios con compañeros de agujeros negros. La fusión de binarios que contienen dos estrellas de neutrones, o una estrella de neutrones y un agujero negro, se ha observado a través de la emisión de ondas gravitacionales.

Binarias de rayos X

Los sistemas binarios que contienen estrellas de neutrones a menudo emiten rayos X, que son emitidos por el gas caliente que cae hacia la superficie de la estrella de neutrones. La fuente del gas es la estrella compañera, cuyas capas exteriores pueden ser desprendidas por la fuerza gravitatoria de la estrella de neutrones si las dos estrellas están lo suficientemente cerca. A medida que la estrella de neutrones acumula este gas, su masa puede aumentar; si se acumula suficiente masa, la estrella de neutrones puede colapsar en un agujero negro.

Fusiones binarias de estrellas de neutrones y nucleosíntesis

Se observa que la distancia entre dos estrellas de neutrones en un sistema binario cercano se reduce a medida que se emiten ondas gravitacionales. En última instancia, las estrellas de neutrones entrarán en contacto y se fusionarán. La coalescencia de las estrellas de neutrones binarias es uno de los principales modelos para el origen de los estallidos cortos de rayos gamma. La fuerte evidencia de este modelo provino de la observación de una kilonova asociada con el estallido de rayos gamma de corta duración GRB 130603B, y finalmente confirmada por la detección de la onda gravitacional GW170817 y GRB 170817A corto por LIGO, Virgo y 70 observatorios que cubren el espectro electromagnético. observando el evento. Se cree que la luz emitida en la kilonova proviene de la descomposición radiactiva del material expulsado en la fusión de las dos estrellas de neutrones. Este material puede ser responsable de la producción de muchos de los elementos químicos más allá del hierro, a diferencia de la teoría de la nucleosíntesis de supernova.

Planetas

La concepción de un artista del planeta pulsar PSR B1257+12 C, con aurora brillante.

Las estrellas de neutrones pueden albergar exoplanetas. Estos pueden ser originales, circumbinarios, capturados o el resultado de una segunda ronda de formación de planetas. Los púlsares también pueden quitarle la atmósfera a una estrella, dejando un remanente de masa planetaria, que puede entenderse como un planeta ctónico o un objeto estelar según la interpretación. Para los púlsares, dichos planetas púlsares se pueden detectar con el método de sincronización de púlsares, que permite una alta precisión y detección de planetas mucho más pequeños que con otros métodos. Se han confirmado definitivamente dos sistemas. Los primeros exoplanetas que se detectaron fueron los tres planetas Draugr, Poltergeist y Phobetor alrededor de PSR B1257+12, descubiertos en 1992-1994. De estos, Draugr es el exoplaneta más pequeño jamás detectado, con una masa del doble de la de la Luna. Otro sistema es PSR B1620-26, donde un planeta circumbinario orbita un sistema binario de estrella de neutrones y enana blanca. Además, hay varios candidatos sin confirmar. Los planetas púlsar reciben poca luz visible, pero cantidades masivas de radiación ionizante y viento estelar de alta energía, lo que los convierte en entornos bastante hostiles.

Historia de descubrimientos

La primera observación directa de una estrella de neutrones en luz visible. La estrella de neutrones es RX J1856.5−3754.

En la reunión de la American Physical Society en diciembre de 1933 (las actas se publicaron en enero de 1934), Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones, menos de dos años después del descubrimiento del neutrón por James Chadwick. Al buscar una explicación para el origen de una supernova, propusieron tentativamente que en las explosiones de supernova, las estrellas ordinarias se convierten en estrellas que consisten en neutrones extremadamente compactos que llamaron estrellas de neutrones. Baade y Zwicky propusieron correctamente en ese momento que la liberación de la energía de enlace gravitacional de las estrellas de neutrones alimenta la supernova: "En el proceso de supernova, la masa en masa es aniquilada". Se pensaba que las estrellas de neutrones eran demasiado débiles para ser detectables y se trabajó poco con ellas hasta noviembre de 1967, cuando Franco Pacini señaló que si las estrellas de neutrones giraban y tenían grandes campos magnéticos, se emitirían ondas electromagnéticas. Sin que él lo supiera, el radioastrónomo Antony Hewish y su asistente de investigación Jocelyn Bell en Cambridge pronto detectaron pulsos de radio de estrellas que ahora se cree que son estrellas de neutrones altamente magnetizadas y que giran rápidamente, conocidas como púlsares.

En 1965, Antony Hewish y Samuel Okoye descubrieron "una fuente inusual de alta temperatura de brillo de radio en la Nebulosa del Cangrejo". Esta fuente resultó ser el Pulsar del Cangrejo que resultó de la gran supernova de 1054.

En 1967, Iosif Shklovsky examinó las observaciones ópticas y de rayos X de Scorpius X-1 y concluyó correctamente que la radiación proviene de una estrella de neutrones en la etapa de acreción.

En 1967, Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish descubrieron pulsos de radio regulares de PSR B1919+21. Este púlsar se interpretó más tarde como una estrella de neutrones giratoria aislada. La fuente de energía del púlsar es la energía de rotación de la estrella de neutrones. La mayoría de las estrellas de neutrones conocidas (alrededor de 2000, a partir de 2010) se han descubierto como púlsares que emiten pulsos de radio regulares.

En 1968, Richard V. E. Lovelace y colaboradores descubrieron el período P.. 33{displaystyle P!approx 33} ms del pulsar Cangrejo usando el Observatorio de Arecibo. Después de este descubrimiento, los científicos concluyeron que los pulsadores giraban estrellas de neutrones. Antes de eso, muchos científicos creían que los pulsares eran enanos blancos pulsantes.

En 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier y H. Tananbaum descubrieron pulsaciones de 4,8 segundos en una fuente de rayos X en la constelación Centaurus, Cen X-3. Interpretaron esto como resultado de una estrella de neutrones caliente en rotación. La fuente de energía es gravitacional y resulta de una lluvia de gas que cae sobre la superficie de la estrella de neutrones desde una estrella compañera o el medio interestelar.

En 1974, Antony Hewish recibió el Premio Nobel de Física "por su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares" sin Jocelyn Bell, quien compartió el descubrimiento.

En 1974, Joseph Taylor y Russell Hulse descubrieron el primer púlsar binario, PSR B1913+16, que consta de dos estrellas de neutrones (una vista como púlsar) que orbitan alrededor de su centro de masa. La teoría general de la relatividad de Albert Einstein predice que los objetos masivos en órbitas binarias cortas deberían emitir ondas gravitacionales y, por lo tanto, su órbita debería decaer con el tiempo. De hecho, esto se observó, precisamente como predice la relatividad general, y en 1993, Taylor y Hulse recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento.

En 1982, Don Backer y sus colegas descubrieron el primer púlsar de milisegundos, PSR B1937+21. Este objeto gira 642 veces por segundo, un valor que impuso restricciones fundamentales sobre la masa y el radio de las estrellas de neutrones. Más tarde se descubrieron muchos púlsares de milisegundos, pero PSR B1937+21 siguió siendo el púlsar conocido de giro más rápido durante 24 años, hasta que se descubrió PSR J1748-2446ad (que gira ~716 veces por segundo).

En 2003, Marta Burgay y sus colegas descubrieron el primer sistema de estrellas de neutrones dobles en el que ambos componentes son detectables como púlsares, PSR J0737−3039. El descubrimiento de este sistema permite un total de 5 pruebas diferentes de relatividad general, algunas de ellas con una precisión sin precedentes.

En 2010, Paul Demorest y sus colegas midieron la masa del púlsar de milisegundos PSR J1614−2230 en 1,97±0,04 M_☉, utilizando el retardo de Shapiro. Esto fue sustancialmente más alto que cualquier masa de estrella de neutrones medida previamente (1,67 M_☉, consulte PSR J1903+0327) y impone fuertes restricciones a la composición interior de las estrellas de neutrones.

En 2013, John Antoniadis y sus colegas midieron la masa de PSR J0348+0432 en 2,01±0,04 M_☉ mediante espectroscopia de enana blanca. Esto confirmó la existencia de estrellas tan masivas usando un método diferente. Además, esto permitió, por primera vez, una prueba de relatividad general utilizando una estrella de neutrones tan masiva.

En agosto de 2017, LIGO y Virgo detectaron por primera vez ondas gravitacionales producidas por estrellas de neutrones en colisión.

En octubre de 2018, los astrónomos informaron que GRB 150101B, un estallido de rayos gamma detectado en 2015, puede estar directamente relacionado con el histórico GW170817 y asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones. Las similitudes entre los dos eventos, en términos de emisiones de rayos gamma, ópticos y de rayos X, así como en la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas, son "sorprendentes", lo que sugiere que los dos eventos separados pueden ser ambos. el resultado de la fusión de estrellas de neutrones, y ambas pueden ser una kilonova, que puede ser más común en el universo de lo que se creía anteriormente, según los investigadores.

En julio de 2019, los astrónomos informaron que se había propuesto un nuevo método para determinar la constante de Hubble y resolver la discrepancia de los métodos anteriores, basado en las fusiones de pares de estrellas de neutrones, luego de la detección de la fusión de estrellas de neutrones de GW170817. Su medida de la constante de Hubble es 70.3+5.3
−5.0 (km/s)/Mpc.

Un estudio de 2020 realizado por el estudiante de doctorado de la Universidad de Southampton, Fabian Gittins, sugirió que las irregularidades de la superficie ("montañas") pueden tener solo fracciones de milímetro de altura (alrededor del 0,000003 % del diámetro de la estrella de neutrones), cientos de veces más pequeño de lo predicho anteriormente, un resultado que tiene implicaciones para la no detección de ondas gravitacionales de estrellas de neutrones en rotación.

Tabla de subtipos

Diferentes tipos de estrellas Neutron (24 de junio de 2020)

• Estrella de Neutron
  • Estrella de neutrones (INS): no en un sistema binario.
    • Pulsador propulsado por rotación (RPP o "radio pulsar"): estrellas de neutrones que emiten pulsos de radiación dirigidos hacia nosotros a intervalos regulares (debido a sus campos magnéticos fuertes).
      • Transiente de radio rotativo (RRAT): se cree que son pulsares que emiten más esporádicamente y/o con mayor variabilidad de pulso a pulso que el grueso de los pulsadores conocidos.
    • Magnetar: una estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente fuerte (1000 veces más que una estrella de neutrones regular), y largos períodos de rotación (5 a 12 segundos).
      • Repetidor de gamma suave (SGR).
      • Pulsador de rayos X anómalo (AXP).
    • Las estrellas de neutrones de radio-quieta.
      • Las estrellas de neutrones aisladas de rayos X.
      • Objetos compactos centrales en remanentes de supernova (CCOs en SNRs): fuentes de rayos X jóvenes de radio y sin pulsar, consideradas Estrellas Neutron Isoladas rodeadas de remanentes supernovas.
  • Pulsores de rayos X o "pulsores accionados por la creación": una clase de binarios de rayos X.
    • Pulsores binarios de rayos X de baja masa: una clase de binarios de rayos X de baja masa (LMXB), un pulsar con una estrella de secuencia principal, enano blanco o gigante rojo.
      • Pulsador de milisegundo (MSP) ("pulsor reciclado").
        • "Spider Pulsar", un pulsar donde su compañero es una estrella semidegenerada.
          • "Black Widow" pulsar, un pulsar que cae bajo el "Spider Pulsar" si el compañero tiene masa extremadamente baja (menos de 0,1 masas solares).
          • "Retroceder" pulsar, es si el compañero es más masivo.
        • Pulsador de segundo.
      • Rruptor de rayos X: una estrella de neutrones con un compañero binario de baja masa de la que se acrecenta la materia resultando en ráfagas irregulares de energía de la superficie de la estrella de neutrones.
    • Pulsores binarios de rayos X intermedios: una clase de binarios de rayos X de masa intermedia (IMXB), un pulsar con una estrella de masa intermedia.
    • Pulsores binarios de rayos X de alta masa: una clase de binarios de rayos X de alta masa (HMXB), un pulsar con una estrella masiva.
    • Pulsores binarios: un pulsar con un compañero binario, a menudo un enano blanco o una estrella de neutrones.
    • Terciario de rayos X (teorizado).
• Estrellas compactas teorizadas con propiedades similares.
  • Protoneutron star (PNS), teorizada.
  • Estrella exótica
    • Thorne-Żytkow objeto: actualmente una fusión hipotética de una estrella de neutrones en una estrella gigante roja.
    • Estrella Quark: actualmente un tipo hipotético de estrella de neutrones compuesto de materia quark, o materia extraña. A partir de 2018, hay tres candidatos.
    • Estrella electroweak: actualmente un tipo hipotético de estrella de neutrones extremadamente pesada, en la que los quarks se convierten en leptones a través de la fuerza electroweak, pero el colapso gravitacional de la estrella de neutrones se evita por la presión de radiación. A partir de 2018, no hay evidencia de su existencia.
    • Preon star: actualmente un tipo hipotético de estrella de neutrones compuesto de materia preon. A partir de 2018, no hay evidencia para la existencia de preones.

Ejemplos de estrellas de neutrones

La impresión del artista de disco alrededor de la estrella de neutrones RX J0806.4-4123.

• Pulsar de Viuda Negra – un pulsar de milisegundos que es muy masivo.
• PSR J0952-0607 – la estrella de neutrones más pesada 2.35+0.17
  −0.17 M_☉Un tipo de Pulsar de Viuda Negra.
• LGM-1 (ahora conocido como PSR B19+21) – el primer radio-pulsar reconocido. Fue descubierto por Jocelyn Bell Burnell en 1967.
• PSR B1257+12 – la primera estrella de neutrones descubierta con planetas (un pulsar milisegundo).
• PSR B1509-1858 – fuente de la foto "Tierra de Dios" tomada por el Observatorio de rayos X Chandra.
• RX J1856.5−3754 – la estrella de neutrones más cercana.
• El Magnífico Siete – un grupo de estrellas de neutrones aisladas de rayos X cercanas.
• PSR J0348+0432 – la estrella de neutrones más masiva con una masa bien constreñida, 2,01 ± 0,04 M_☉.
• RX J0806.4-4123 – fuente estrella de neutrones de radiación infrarroja.
• SWIFT J1756.9-2508 – un pulsar de milisegundos con un compañero de tipo estelar con masa de rango planetario (bajo enano marrón).
• Swift J1818.0-1607 – el magnetar más joven conocido.

Galería

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  La impresión del artista ilustra la fusión de dos estrellas de neutrones, que produce el evento notablemente breve (1--2-segundo) pero intensamente poderoso conocido como una breve explosión de rayos gamma.

Vídeo – animación

• Neutron estrellas que contienen 500.000 masa terrestre en 25 km (16 mi) esfera de diámetro

• Neutron estrellas colliding

• Collisión de estrella de Neutron