Estrêla de Neutróns

Estrela central de neutrões no coração da Nebulosa do Caranguejo

A radiação do pulsar de rotação rápida PSR B1509-58 faz com que os raios-X de emissão de gases nas proximidades (ouro) e ilumina o resto da nebulosa, aqui vista em infravermelho (azul e vermelho).

Uma estrela de nêutrons é o núcleo colapsado de uma estrela supergigante massiva, que tinha uma massa total entre 10 e 25 massas solares (M_☉), possivelmente mais se a estrela fosse especialmente rica em metais. Com exceção dos buracos negros, as estrelas de nêutrons são a menor e mais densa classe atualmente conhecida de objetos estelares. As estrelas de nêutrons têm um raio da ordem de 10 quilômetros (6 mi) e uma massa de cerca de 1,4 M_☉. Eles resultam da explosão da supernova de uma estrela massiva, combinada com o colapso gravitacional, que comprime o núcleo além da densidade da estrela anã branca para a dos núcleos atômicos.

Uma vez formadas, as estrelas de nêutrons não geram mais calor e esfriam ativamente ao longo do tempo; no entanto, eles ainda podem evoluir ainda mais por meio de colisão ou acréscimo. A maioria dos modelos básicos para esses objetos implica que eles são compostos quase inteiramente de nêutrons; os elétrons e prótons presentes na matéria normal se combinam para produzir nêutrons nas condições de uma estrela de nêutrons. As estrelas de nêutrons são parcialmente protegidas contra o colapso pela pressão de degeneração de nêutrons, assim como as anãs brancas são protegidas contra o colapso pela pressão de degeneração de elétrons. No entanto, isso não é suficiente para sustentar um objeto além de 0,7 M☉ e as forças nucleares repulsivas desempenham um papel maior no suporte de estrelas de nêutrons mais massivas. Se a estrela remanescente tiver uma massa excedendo o limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff de cerca de dois M_☉, a combinação de pressão de degeneração e forças nucleares é insuficiente para sustentar a estrela de nêutrons. Ele continua colapsando para formar um buraco negro. A estrela de nêutrons mais massiva detectada até agora, PSR J0952–0607, é estimada em 2,35±0,17 M_☉.

As estrelas de nêutrons que podem ser observadas são muito quentes e normalmente têm uma temperatura de superfície de cerca de 600.000 K. O material da estrela de nêutrons é notavelmente denso: uma caixa de fósforos de tamanho normal contendo material de estrela de nêutrons teria um peso de aproximadamente 3 bilhões de toneladas, o mesmo peso de um pedaço de 0,5 quilômetro cúbico da Terra (um cubo com arestas de cerca de 800 metros) de superfície da Terra. Seus campos magnéticos estão entre 10⁸ e 10¹⁵ (100 milhões e 1 quatrilhão) vezes mais forte que o campo magnético da Terra. O campo gravitacional na superfície da estrela de nêutrons é de cerca de 2×10¹¹ (200 bilhões) vezes o campo gravitacional da Terra.

À medida que o núcleo de uma estrela colapsa, sua taxa de rotação aumenta devido à conservação do momento angular, e estrelas de nêutrons recém-formadas giram até várias centenas de vezes por segundo. Algumas estrelas de nêutrons emitem feixes de radiação eletromagnética que as tornam detectáveis como pulsares, e a descoberta de pulsares por Jocelyn Bell Burnell e Antony Hewish em 1967 foi a primeira sugestão observacional de que estrelas de nêutrons existem. A estrela de nêutrons de rotação mais rápida conhecida é PSR J1748-2446ad, girando a uma taxa de 716 vezes por segundo ou 43.000 revoluções por minuto, dando uma velocidade linear na superfície da ordem de 0,24 c (ou seja, quase um quarto da velocidade da luz).

Acredita-se que haja cerca de um bilhão de estrelas de nêutrons na Via Láctea e, no mínimo, várias centenas de milhões, um número obtido pela estimativa do número de estrelas que sofreram explosões de supernovas. No entanto, a maioria é velha e fria e irradia muito pouco; a maioria das estrelas de nêutrons detectadas ocorre apenas em certas situações em que elas irradiam, como se fossem um pulsar ou parte de um sistema binário. Estrelas de nêutrons de rotação lenta e sem acreção são quase indetectáveis; no entanto, desde a detecção do Telescópio Espacial Hubble de RX J1856.5-3754 na década de 1990, algumas estrelas de nêutrons próximas que parecem emitir apenas radiação térmica foram detectadas.

Estrelas de nêutrons em sistemas binários podem sofrer acreção, o que normalmente torna o sistema brilhante em raios-X, enquanto o material que cai na estrela de nêutrons pode formar pontos quentes que giram dentro e fora de vista em sistemas pulsares de raios-X identificados. Além disso, tal acréscimo pode "reciclar" pulsares antigos e potencialmente fazer com que eles ganhem massa e gire a taxas de rotação muito rápidas, formando os chamados pulsares de milissegundos. Esses sistemas binários continuarão a evoluir e, eventualmente, os companheiros podem se tornar objetos compactos, como anãs brancas ou estrelas de nêutrons, embora outras possibilidades incluam a destruição completa do companheiro por ablação ou fusão. A fusão de estrelas de nêutrons binárias pode ser a fonte de rajadas de raios gama de curta duração e provavelmente são fontes fortes de ondas gravitacionais. Em 2017, foi observada uma detecção direta (GW170817) das ondas gravitacionais de tal evento, e ondas gravitacionais também foram observadas indiretamente em um sistema onde duas estrelas de nêutrons orbitam uma à outra.

Formação

Representação simplificada da formação de estrelas de nêutrons

Qualquer estrela da sequência principal com uma massa inicial acima de 8 vezes a massa do sol (8 M☉) tem potencial para produzir uma estrela de nêutrons. À medida que a estrela se afasta da sequência principal, a subsequente queima nuclear produz um núcleo rico em ferro. Quando todo o combustível nuclear no núcleo estiver esgotado, o núcleo deve ser suportado apenas pela pressão de degenerescência. Outros depósitos de massa da queima de conchas fazem com que o núcleo exceda o limite de Chandrasekhar. A pressão de degeneração de elétrons é superada e o núcleo colapsa ainda mais, elevando as temperaturas para mais de 5×10⁹ K. Nessas temperaturas, ocorre a fotodesintegração (a quebra de núcleos de ferro em partículas alfa por raios gama de alta energia). À medida que a temperatura sobe ainda mais, elétrons e prótons se combinam para formar nêutrons por meio da captura de elétrons, liberando uma enxurrada de neutrinos. Quando as densidades atingem a densidade nuclear de 4×10¹⁷ kg/m³, uma combinação de forte repulsão de força e pressão de degeneração de nêutrons interrompe a contração. O invólucro externo da estrela é interrompido e lançado para fora por um fluxo de neutrinos produzidos na criação dos nêutrons, tornando-se uma supernova. O remanescente que resta é uma estrela de nêutrons. Se o remanescente tiver uma massa maior que cerca de 3 M_☉, ele colapsará ainda mais para se tornar um buraco negro.

Como o núcleo de uma estrela massiva é comprimido durante uma supernova Tipo II ou uma supernova Tipo Ib ou Tipo Ic, e colapsa em uma estrela de nêutrons, ela retém a maior parte de seu momento angular. Mas, por ter apenas uma pequena fração do raio de sua mãe (reduzindo drasticamente seu momento de inércia), uma estrela de nêutrons é formada com uma velocidade de rotação muito alta e, em seguida, durante um período muito longo, ela desacelera. Estrelas de nêutrons são conhecidas por terem períodos de rotação de cerca de 1,4 ms a 30 s. A densidade da estrela de nêutrons também confere a ela uma gravidade superficial muito alta, com valores típicos variando de 10 ¹² a 10¹³ m/s ² (mais de 10¹¹ vezes a da Terra). Uma medida dessa imensa gravidade é o fato de que as estrelas de nêutrons têm uma velocidade de escape de mais da metade da velocidade da luz. A gravidade da estrela de nêutrons acelera a queda da matéria a uma velocidade tremenda, e as forças de maré perto da superfície podem causar espaguetificação.

Propriedades

Massa e temperatura

Uma estrela de nêutrons tem uma massa de pelo menos 1,1 massa solar (M_☉). O limite superior de massa para uma estrela de nêutrons é chamado de limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff e geralmente é considerado em torno de 2,1 M_☉, mas uma estimativa recente coloca o limite superior limite em 2,16 M_☉. A massa máxima observada de estrelas de nêutrons é de cerca de 2,14 M_☉ para PSR J0740+6620 descoberto em setembro de 2019. Estrelas compactas abaixo do limite de Chandrasekhar de 1,39 M_☉ são geralmente anãs brancas, enquanto estrelas compactas com massa entre 1,4 M_☉ e 2,16 M_☉ devem ser estrelas de nêutrons, mas há um intervalo de alguns décimos de massa solar onde as massas de estrelas de nêutrons de baixa massa e anãs brancas de alta massa podem se sobrepor. Pensa-se que além de 2,16 M_☉ o remanescente estelar superará a forte repulsão de força e a pressão de degeneração de nêutrons, de modo que o colapso gravitacional ocorrerá para produzir um buraco negro, mas o menor a massa observada de um buraco negro estelar é de cerca de 5 M_☉. Entre 2,16 M_☉ e 5 M_☉, estrelas hipotéticas de massa intermediária, como estrelas quark e estrelas eletrofracas, têm foi proposto, mas nenhum foi mostrado para existir.

A temperatura dentro de uma estrela de nêutrons recém-formada é de cerca de 1011 a 10¹² kelvin. No entanto, o grande número de neutrinos que ela emite transporta tanta energia que a temperatura de uma estrela de nêutrons isolada cai em poucos anos para cerca de 10⁶ kelvin. Nesta temperatura mais baixa, a maior parte da luz gerada por uma estrela de nêutrons está em raios-X.

Alguns pesquisadores propuseram um sistema de classificação de estrelas de nêutrons usando algarismos romanos (não confundir com as classes de luminosidade de Yerkes para estrelas não degeneradas) para classificar estrelas de nêutrons por sua massa e taxas de resfriamento: tipo I para estrelas de nêutrons com baixa massa e taxas de resfriamento, tipo II para estrelas de nêutrons com maior massa e taxas de resfriamento, e um tipo III proposto para estrelas de nêutrons com massa ainda maior, aproximando-se de 2 M_☉, e com taxas de resfriamento mais altas e possivelmente candidatas a estrelas exóticas.

Densidade e pressão

Estrelas de nêutrons têm densidades gerais de 3,7×10¹⁷ para 5,9×10¹⁷ kg/m³ (2.6× 10¹⁴ a 4.1×10¹⁴ vezes a densidade do Sol), que é comparável à densidade aproximada de um núcleo atômico de 3 ×10¹⁷ kg/m³. A densidade da estrela de nêutrons varia de cerca de 1×10⁹ kg/m³ na crosta—aumentando com a profundidade—até cerca de 6×10 ¹⁷ ou 8×10¹⁷ kg/m³ (mais denso que um núcleo atômico) mais profundo no interior. Uma estrela de nêutrons é tão densa que uma colher de chá (5 mililitros) de seu material teria massa superior a 5,5×10¹² kg, cerca de 900 vezes a massa da Grande Pirâmide de Gizé. No enorme campo gravitacional de uma estrela de nêutrons, essa colher de chá de material pesaria 1,1×10²⁵ N, que é 15 vezes o que a Lua pesaria se fosse colocada na superfície de a Terra. Toda a massa da Terra na densidade de estrela de nêutrons caberia em uma esfera de 305 m de diâmetro (o tamanho do Telescópio de Arecibo). A pressão aumenta de 3,2×10³¹ a 1,6×10³⁴ Pa da crosta interna até o centro.

A equação do estado da matéria em densidades tão altas não é conhecida com precisão por causa das dificuldades teóricas associadas à extrapolação do provável comportamento da cromodinâmica quântica, supercondutividade e superfluidez da matéria em tais estados. O problema é agravado pelas dificuldades empíricas de observar as características de qualquer objeto que esteja a centenas de parsecs de distância, ou mais. Acredita-se que as estrelas de nêutrons tenham alta rigidez na crosta e, portanto, um baixo número de Love.

Uma estrela de nêutrons tem algumas das propriedades de um núcleo atômico, incluindo densidade (dentro de uma ordem de grandeza) e ser composta de núcleons. Na escrita científica popular, as estrelas de nêutrons são, portanto, às vezes descritas como "núcleos gigantes". No entanto, em outros aspectos, estrelas de nêutrons e núcleos atômicos são bem diferentes. Um núcleo é mantido unido pela interação forte, enquanto uma estrela de nêutrons é mantida unida pela gravidade. A densidade de um núcleo é uniforme, enquanto se prevê que as estrelas de nêutrons consistam em múltiplas camadas com composições e densidades variadas.

Campo magnético

A intensidade do campo magnético na superfície das estrelas de nêutrons varia de c.  10⁴ a 10¹¹ tesla (T). Estas são ordens de magnitude mais altas do que em qualquer outro objeto: para comparação, um campo contínuo de 16 T foi alcançado em laboratório e é suficiente para levitar um sapo vivo devido à levitação diamagnética. As variações nas intensidades do campo magnético são provavelmente o principal fator que permite distinguir diferentes tipos de estrelas de nêutrons por seus espectros e explica a periodicidade dos pulsares.

As estrelas de nêutrons conhecidas como magnetares têm os campos magnéticos mais fortes, na faixa de 10⁸ a 10¹¹ T e tem tornou-se a hipótese amplamente aceita para os tipos de estrela de nêutrons repetidores de gama suave (SGRs) e pulsares anômalos de raios-X (AXPs). A densidade de energia magnética de um campo 10⁸ T é extrema, muito excedendo a densidade de massa-energia da matéria comum. Campos dessa força são capazes de polarizar o vácuo a ponto de o vácuo se tornar birrefringente. Os fótons podem se fundir ou dividir em dois, e pares virtuais partícula-antipartícula são produzidos. O campo altera os níveis de energia dos elétrons e os átomos são forçados a formar cilindros finos. Ao contrário de um pulsar comum, o spin-down do magnetar pode ser alimentado diretamente por seu campo magnético, e o campo magnético é forte o suficiente para estressar a crosta até o ponto de fratura. Fraturas na crosta causam tremores estelares, observados como rajadas de raios gama duras de milissegundos extremamente luminosas. A bola de fogo é aprisionada pelo campo magnético e aparece e desaparece quando a estrela gira, o que é observado como uma emissão periódica de repetidor gama suave (SGR) com um período de 5 a 8 segundos e que dura alguns minutos.

As origens do forte campo magnético ainda não estão claras. Uma hipótese é a do "fluxo congelado", ou a conservação do fluxo magnético original durante a formação da estrela de nêutrons. Se um objeto tiver um certo fluxo magnético sobre sua área de superfície e essa área encolher para uma área menor, mas o fluxo magnético for conservado, o campo magnético aumentará correspondentemente. Da mesma forma, uma estrela em colapso começa com uma área de superfície muito maior do que a estrela de nêutrons resultante, e a conservação do fluxo magnético resultaria em um campo magnético muito mais forte. No entanto, esta explicação simples não explica completamente as forças do campo magnético das estrelas de nêutrons.

Gravidade e equação de estado

Deflexão de luz gravitacional em uma estrela de nêutrons. Devido à deflexão relativista da luz sobre a metade da superfície é visível (cada patch de grade representa 30 por 30 graus). Em unidades naturais, a massa desta estrela é 1 e seu raio é 4, ou duas vezes seu raio Schwarzschild.

O campo gravitacional na superfície de uma estrela de nêutrons é de cerca de 2×10¹¹ vezes mais forte que na Terra, por volta de 2.0×10¹² m/s². Um campo gravitacional tão forte atua como uma lente gravitacional e curva a radiação emitida pela estrela de nêutrons de forma que partes da superfície traseira normalmente invisível se tornem visíveis. Se o raio da estrela de nêutrons for 3GM/c² ou menos, os fótons podem ficar presos em uma órbita, tornando assim o toda a superfície dessa estrela de nêutrons visível de um único ponto de vista, juntamente com órbitas de fótons desestabilizadoras em ou abaixo da distância de 1 raio da estrela.

Uma fração da massa de uma estrela que colapsa para formar uma estrela de nêutrons é liberada na explosão da supernova da qual ela se forma (da lei da equivalência massa-energia, E = mc²). A energia vem da energia de ligação gravitacional de uma estrela de nêutrons.

Portanto, a força gravitacional de uma estrela de nêutrons típica é enorme. Se um objeto caísse de uma altura de um metro sobre uma estrela de nêutrons de 12 quilômetros de raio, atingiria o solo a cerca de 1.400 quilômetros por segundo. No entanto, mesmo antes do impacto, a força da maré causaria espaguetificação, quebrando qualquer tipo de objeto comum em um fluxo de material.

Devido à enorme gravidade, a dilatação do tempo entre uma estrela de nêutrons e a Terra é significativa. Por exemplo, oito anos poderiam se passar na superfície de uma estrela de nêutrons, mas dez anos teriam se passado na Terra, sem incluir o efeito de dilatação do tempo da rotação muito rápida da estrela.

As equações de estado relativísticas de estrelas de nêutrons descrevem a relação de raio versus massa para vários modelos. Os raios mais prováveis para uma determinada massa de estrela de nêutrons são agrupados pelos modelos AP4 (menor raio) e MS2 (maior raio). E_B é a razão da massa de energia de ligação gravitacional equivalente à massa gravitacional observada da estrela de nêutrons de M quilogramas com raio R metros,

EB= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =0,60β β 1- Sim. - Sim. β β 2Não. E_{text{B}}={frac {0.60,beta ? - Sim. }{2}}}

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

• G= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =6.67408× × 10.- Sim. - Sim. 11m3kg- Sim. - Sim. 1S- Sim. - Sim. 2{displaystyle G=6.67408times 10^{-11},{text{m}}^{3}{text{kg}}^{-1}{text{s}}^{-2}}}}
• c= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =2.99792458× × 10.8m/S{displaystyle c=2.99792458times 10^{8},{text{m}}/{text{s}}}
• M⊙ ⊙ = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =1.98855× × 10.30kg{displaystyle M_{odot }=1.98855times 10^{30},{text{kg}}}

e massas estelares "M" comumente relatados como múltiplos de uma massa solar,

Mx= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =MM⊙ ⊙ Não. M_{x={frac Não. Sim.

EB= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =886.0MxRNão.em metros]- Sim. - Sim. 738.3MxNão. E_{text{B}}={frac {886.0,M_{x}}{R_{left[{text{in medidores}}right]}-738.3,M_{x}}}}

Uma estrela de nêutrons de 2 M_☉ não seria mais compacta do que 10.970 metros de raio (modelo AP4). Sua fração de massa de energia de ligação gravitacional seria então 0,187, -18,7% (exotérmica). Isso não é próximo de 0,6/2 = 0,3, -30%.

A equação de estado de uma estrela de nêutrons ainda não é conhecida. Supõe-se que difere significativamente de uma anã branca, cuja equação de estado é a de um gás degenerado que pode ser descrito de acordo com a relatividade restrita. No entanto, com uma estrela de nêutrons, os efeitos aumentados da relatividade geral não podem mais ser ignorados. Várias equações de estado foram propostas (FPS, UU, APR, L, Sly e outras) e a pesquisa atual ainda está tentando restringir as teorias para fazer previsões da matéria da estrela de nêutrons. Isso significa que a relação entre densidade e massa não é totalmente conhecida, o que causa incertezas nas estimativas de raio. Por exemplo, uma estrela de nêutrons de 1,5 M_☉ pode ter um raio de 10,7, 11,1, 12,1 ou 15,1 quilômetros (para EOS FPS, UU, APR ou L, respectivamente).

Estrutura

Corte transversal de estrela de nêutrons. As densidades são em termos de ?₀ a densidade da matéria nuclear de saturação, onde os núcleos começam a tocar.

A compreensão atual da estrutura das estrelas de nêutrons é definida por modelos matemáticos existentes, mas pode ser possível inferir alguns detalhes por meio de estudos de oscilações de estrelas de nêutrons. A asterossismologia, um estudo aplicado a estrelas comuns, pode revelar a estrutura interna de estrelas de nêutrons por meio da análise de espectros observados de oscilações estelares.

Modelos atuais indicam que a matéria na superfície de uma estrela de nêutrons é composta de núcleos atômicos comuns esmagados em uma rede sólida com um mar de elétrons fluindo pelas lacunas entre eles. É possível que os núcleos na superfície sejam de ferro, devido à alta energia de ligação do ferro por núcleo. Também é possível que elementos pesados, como o ferro, simplesmente afundem sob a superfície, deixando apenas núcleos leves como hélio e hidrogênio. Se a temperatura da superfície exceder 10⁶ kelvins (como no caso de um pulsar jovem), a superfície deve ser fluida em vez da fase sólida que pode existir em estrelas de nêutrons mais frias (temperatura <10⁶ kelvins).

A "atmosfera" de uma estrela de nêutrons tem a hipótese de ter no máximo vários micrômetros de espessura, e sua dinâmica é totalmente controlada pelo campo magnético da estrela de nêutrons. Abaixo da atmosfera encontra-se uma "crosta" sólida. Essa crosta é extremamente dura e muito lisa (com irregularidades máximas de superfície da ordem de milímetros ou menos), devido ao campo gravitacional extremo.

Prosseguindo para dentro, encontram-se núcleos com números cada vez maiores de nêutrons; tais núcleos decairiam rapidamente na Terra, mas são mantidos estáveis por tremendas pressões. À medida que esse processo continua em profundidades crescentes, o gotejamento de nêutrons torna-se avassalador e a concentração de nêutrons livres aumenta rapidamente. Nessa região, existem núcleos, elétrons livres e nêutrons livres. Os núcleos tornam-se cada vez mais pequenos (a gravidade e a pressão superam a força forte) até atingir o núcleo, por definição o ponto onde existem mais nêutrons. A esperada hierarquia de fases da matéria nuclear na crosta interna foi caracterizada como "massa nuclear", com menos vazios e estruturas maiores em direção a pressões mais altas. A composição da matéria superdensa no núcleo permanece incerta. Um modelo descreve o núcleo como matéria degenerada de nêutrons superfluida (principalmente nêutrons, com alguns prótons e elétrons). Formas mais exóticas de matéria são possíveis, incluindo matéria estranha degenerada (contendo quarks estranhos além de quarks up e down), matéria contendo píons e kaons de alta energia além de nêutrons, ou matéria degenerada de quarks ultradensa.

Radiação

Pulsares

Estrelas de nêutrons são detectadas a partir de sua radiação eletromagnética. Estrelas de nêutrons são geralmente observadas pulsando ondas de rádio e outras radiações eletromagnéticas, e estrelas de nêutrons observadas com pulsos são chamadas de pulsares.

Pulsares' acredita-se que a radiação seja causada pela aceleração de partículas perto de seus pólos magnéticos, que não precisam estar alinhados com o eixo rotacional da estrela de nêutrons. Acredita-se que um grande campo eletrostático se forma perto dos pólos magnéticos, levando à emissão de elétrons. Esses elétrons são magneticamente acelerados ao longo das linhas de campo, levando à radiação de curvatura, com a radiação sendo fortemente polarizada em direção ao plano de curvatura. Além disso, fótons de alta energia podem interagir com fótons de baixa energia e o campo magnético para a produção de pares elétron-pósitron, que através da aniquilação elétron-pósitron leva a mais fótons de alta energia.

A radiação que emana dos pólos magnéticos das estrelas de nêutrons pode ser descrita como radiação magnetosférica, em referência à magnetosfera da estrela de nêutrons. Não deve ser confundida com a radiação dipolo magnética, que é emitida porque o eixo magnético não está alinhado com o eixo rotacional, com uma frequência de radiação igual à frequência rotacional da estrela de nêutrons.

Se o eixo de rotação da estrela de nêutrons for diferente do eixo magnético, observadores externos só verão esses feixes de radiação sempre que o eixo magnético apontar para eles durante a rotação da estrela de nêutrons. Portanto, pulsos periódicos são observados, na mesma taxa que a rotação da estrela de nêutrons.

Em maio de 2022, os astrônomos relataram uma estrela de nêutrons emissora de rádio de período ultralongo PSR J0901-4046, com propriedades de spin distintas das estrelas de nêutrons conhecidas. Não está claro como sua emissão de rádio é gerada e desafia a compreensão atual de como os pulsares evoluem.

Estrelas de nêutrons não pulsantes

Além dos pulsares, também foram identificadas estrelas de nêutrons não pulsantes, embora possam ter variações periódicas menores na luminosidade. Esta parece ser uma característica das fontes de raios-X conhecidas como Objetos Compactos Centrais em remanescentes de Supernova (CCOs em SNRs), que se acredita serem estrelas de nêutrons isoladas jovens e silenciosas.

Espectros

Além das emissões de rádio, estrelas de nêutrons também foram identificadas em outras partes do espectro eletromagnético. Isso inclui luz visível, infravermelho próximo, ultravioleta, raios X e raios gama. Os pulsares observados em raios-X são conhecidos como pulsares de raios-X se alimentados por acreção, enquanto aqueles identificados na luz visível são conhecidos como pulsares ópticos. A maioria das estrelas de nêutrons detectadas, incluindo aquelas identificadas em raios ópticos, raios-X e raios gama, também emitem ondas de rádio; o Crab Pulsar produz emissões eletromagnéticas em todo o espectro. No entanto, existem estrelas de nêutrons chamadas estrelas de nêutrons silenciosas, sem emissões de rádio detectadas.

Rotação

Estrelas de nêutrons giram extremamente rapidamente após sua formação devido à conservação do momento angular; em analogia aos patinadores girando no gelo puxando seus braços, a lenta rotação do núcleo da estrela original acelera à medida que encolhe. Uma estrela de nêutrons recém-nascida pode girar muitas vezes por segundo.

Girar para baixo

P–P- diagrama do ponto para pulsares de rotação conhecidos (vermelho), pulsares de raios X anômalos (verde), pulsares de emissão de alta energia (azul) e pulsares binários (rosa)

Com o tempo, as estrelas de nêutrons desaceleram, pois seus campos magnéticos rotativos irradiam energia associada à rotação; estrelas de nêutrons mais antigas podem levar vários segundos para cada revolução. Isso é chamado de spin down. A taxa na qual uma estrela de nêutrons diminui sua rotação é geralmente constante e muito pequena.

O tempo periódico (P) é o período rotacional, o tempo para uma rotação de uma estrela de nêutrons. A taxa de rotação, a taxa de desaceleração da rotação, é então dada o símbolo P:: {displaystyle {dot {P}}} (P-dot), o derivado de P com respeito ao tempo. É definido como aumento de tempo periódico por tempo unitário; é uma quantidade sem dimensão, mas pode ser dada as unidades de s⋅s^{- Sim.} (segundos por segundo).

A taxa de spin-down (P-dot) de estrelas de nêutrons geralmente cai dentro do intervalo de 10^-22 a 10^-9 s⋅s⁻¹, com as estrelas de nêutrons observáveis de período mais curto (ou rotação mais rápida) geralmente tendo pontos P menores. À medida que uma estrela de nêutrons envelhece, sua rotação diminui (à medida que P aumenta); eventualmente, a taxa de rotação se tornará muito lenta para alimentar o mecanismo de emissão de rádio e a estrela de nêutrons não poderá mais ser detectada.

P e P-dot permitem estimar campos magnéticos mínimos de estrelas de nêutrons. P e P-dot também podem ser usados para calcular a idade característica de um pulsar, mas dá uma estimativa que é um pouco maior do que a verdadeira idade quando é aplicado a pulsares jovens.

P e P-dot também pode ser combinado com o momento de inércia de estrela de nêutrons para estimar uma quantidade chamada luminosidade spin-down, que é dado o símbolo E:: (E}}} (E- Doc? Não é a luminosidade medida, mas sim a taxa de perda calculada de energia rotacional que se manifestaria como radiação. Para as estrelas de nêutrons onde a luminosidade spin-down é comparável à luminosidade real, as estrelas de nêutrons são ditas como "rotação alimentada". A luminosidade observada do Pulsar Crab é comparável à luminosidade spin-down, apoiando o modelo que a energia cinética rotacional alimenta a radiação dele. Com estrelas de nêutrons como magnetares, onde a luminosidade real excede a luminosidade de spin-down por cerca de um fator de cem, presume-se que a luminosidade é alimentada pela dissipação magnética, em vez de ser rotativa movida.

P e P-dot também podem ser plotados para estrelas de nêutrons para criar um P–P- diagrama de pontos. Ele codifica uma quantidade enorme de informações sobre a população de pulsares e suas propriedades e foi comparado ao diagrama de Hertzsprung-Russell em sua importância para as estrelas de nêutrons.

Acelere

Uma simulação de computador que representa uma estrela de nêutrons com disco de acreção, lançando raios-X através do eixo magnético

As velocidades de rotação das estrelas de nêutrons podem aumentar, um processo conhecido como spin up. Às vezes, as estrelas de nêutrons absorvem matéria em órbita de estrelas companheiras, aumentando a taxa de rotação e remodelando a estrela de nêutrons em um esferóide achatado. Isso causa um aumento na taxa de rotação da estrela de nêutrons de mais de cem vezes por segundo no caso de pulsares de milissegundos.

A estrela de nêutrons com rotação mais rápida atualmente conhecida, PSR J1748-2446ad, gira a 716 revoluções por segundo. Um artigo de 2007 relatou a detecção de uma oscilação de explosão de raios-X, que fornece uma medida indireta de rotação, de 1122 Hz da estrela de nêutrons XTE J1739-285, sugerindo 1122 rotações por segundo. No entanto, no momento, esse sinal foi visto apenas uma vez e deve ser considerado como uma tentativa até ser confirmado em outra explosão dessa estrela.

Falhas e terremotos

A concepção do artista da NASA de um "starquake", ou "quake estelar"

Às vezes, uma estrela de nêutrons passa por uma falha, um pequeno aumento súbito de sua velocidade de rotação ou rotação. Pensa-se que as falhas sejam o efeito de um terremoto estelar - à medida que a rotação da estrela de nêutrons diminui, sua forma se torna mais esférica. Devido à rigidez do "nêutron" crosta, isso acontece como eventos discretos quando a crosta se rompe, criando um terremoto semelhante a terremotos. Após o terremoto, a estrela terá um raio equatorial menor e, como o momento angular é conservado, sua velocidade de rotação aumenta.

A ocorrência de terremotos em magnetares, com uma falha resultante, é a principal hipótese para as fontes de raios gama conhecidas como repetidores gama suaves.

Trabalhos recentes, no entanto, sugerem que um terremoto não liberaria energia suficiente para uma falha de estrela de nêutrons; foi sugerido que falhas podem ser causadas por transições de vórtices no núcleo superfluido teórico da estrela de nêutrons de um estado de energia metaestável para um mais baixo, liberando assim energia que aparece como um aumento na taxa de rotação.

Anti-falhas

Também foi relatado um anti-glitch, uma pequena diminuição repentina na velocidade de rotação, ou rotação, de uma estrela de nêutrons. Ocorreu no magnetar 1E 2259+586, que em um caso produziu um aumento de luminosidade de raios-X de um fator de 20 e uma mudança significativa na taxa de spin-down. Os modelos atuais de estrelas de nêutrons não prevêem esse comportamento. Se a causa for interna, isso sugere rotação diferencial da crosta externa sólida e o componente superfluido da estrutura interna do magnetar.

População e distâncias

Atualmente, existem cerca de 3.200 estrelas de nêutrons conhecidas na Via Láctea e nas Nuvens de Magalhães, a maioria das quais foram detectadas como pulsares de rádio. As estrelas de nêutrons estão concentradas principalmente ao longo do disco da Via Láctea, embora a dispersão perpendicular ao disco seja grande porque o processo de explosão da supernova pode transmitir altas velocidades de translação (400 km/s) à estrela de nêutrons recém-formada.

Algumas das estrelas de nêutrons conhecidas mais próximas são RX J1856.5−3754, que fica a cerca de 400 anos-luz da Terra, e PSR J0108-1431, a cerca de 424 anos-luz. RX J1856.5-3754 é um membro de um grupo próximo de estrelas de nêutrons chamado The Magnificent Seven. Outra estrela de nêutrons próxima que foi detectada em trânsito no cenário da constelação da Ursa Menor foi apelidada de Calvera por seus descobridores canadenses e americanos, em homenagem ao vilão do filme de 1960 Os Sete Magníficos. Este objeto em movimento rápido foi descoberto usando o ROSAT Bright Source Catalog.

As estrelas de nêutrons só são detectáveis com a tecnologia moderna durante os primeiros estágios de suas vidas (quase sempre com menos de 1 milhão de anos) e são amplamente superadas em número por estrelas de nêutrons mais antigas que só seriam detectáveis por meio de sua radiação de corpo negro e efeitos gravitacionais em outras estrelas.

Sistemas binários de estrelas de nêutrons

Circinus X-1: Anéis de luz de raios X de uma estrela de neutrões binários (24 de junho de 2015; Observatório de raios X Chandra)

Cerca de 5% de todas as estrelas de nêutrons conhecidas são membros de um sistema binário. A formação e evolução de estrelas binárias de nêutrons e estrelas duplas de nêutrons pode ser um processo complexo. Estrelas de nêutrons foram observadas em sistemas binários com estrelas comuns da sequência principal, gigantes vermelhas, anãs brancas ou outras estrelas de nêutrons. De acordo com as teorias modernas da evolução binária, espera-se que as estrelas de nêutrons também existam em sistemas binários com companheiros de buracos negros. A fusão de binários contendo duas estrelas de nêutrons, ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro, foi observada através da emissão de ondas gravitacionais.

Binários de raios X

Sistemas binários contendo estrelas de nêutrons geralmente emitem raios-X, que são emitidos por gás quente quando ele cai em direção à superfície da estrela de nêutrons. A fonte do gás é a estrela companheira, cujas camadas externas podem ser arrancadas pela força gravitacional da estrela de nêutrons se as duas estrelas estiverem suficientemente próximas. À medida que a estrela de nêutrons acumula esse gás, sua massa pode aumentar; se massa suficiente for agregada, a estrela de nêutrons pode colapsar em um buraco negro.

Fusões binárias de estrelas de nêutrons e nucleossíntese

A distância entre duas estrelas de nêutrons em um sistema binário próximo diminui conforme as ondas gravitacionais são emitidas. Por fim, as estrelas de nêutrons entrarão em contato e se fundirão. A coalescência de estrelas binárias de nêutrons é um dos principais modelos para a origem de rajadas curtas de raios gama. Fortes evidências para este modelo vieram da observação de uma kilonova associada à explosão de raios gama de curta duração GRB 130603B e, finalmente, confirmada pela detecção da onda gravitacional GW170817 e do curto GRB 170817A pelo LIGO, Virgo e 70 observatórios que cobrem o espectro eletromagnético. observando o evento. Acredita-se que a luz emitida na kilonova venha do decaimento radioativo do material ejetado na fusão das duas estrelas de nêutrons. Este material pode ser responsável pela produção de muitos dos elementos químicos além do ferro, ao contrário da teoria da nucleossíntese da supernova.

Planetas

A impressão do artista da fusão de duas estrelas de nêutrons, que produz o evento extremamente breve (1 a 2 segundos) mas intensamente poderoso conhecido como uma explosão de raios gama curto

Estrelas de nêutrons podem hospedar exoplanetas. Estes podem ser originais, circumbinários, capturados ou o resultado de uma segunda rodada de formação de planetas. Os pulsares também podem retirar a atmosfera de uma estrela, deixando um remanescente de massa planetária, que pode ser entendido como um planeta ctônico ou um objeto estelar, dependendo da interpretação. Para pulsares, tais planetas pulsares podem ser detectados com o método de temporização pulsar, que permite alta precisão e detecção de planetas muito menores do que com outros métodos. Dois sistemas foram definitivamente confirmados. Os primeiros exoplanetas a serem detectados foram os três planetas Draugr, Poltergeist e Phobetor em torno de PSR B1257+12, descobertos em 1992–1994. Destes, Draugr é o menor exoplaneta já detectado, com uma massa duas vezes maior que a da Lua. Outro sistema é o PSR B1620-26, onde um planeta circumbinário orbita um sistema binário estrela de nêutrons-anã branca. Além disso, existem vários candidatos não confirmados. Os planetas pulsares recebem pouca luz visível, mas quantidades massivas de radiação ionizante e vento estelar de alta energia, o que os torna ambientes bastante hostis à vida como atualmente se entende.

História das descobertas

A primeira observação direta de uma estrela de nêutrons isolada na luz visível. A estrela de nêutrons é RX J1856.5−3754.

Na reunião da American Physical Society em dezembro de 1933 (os anais foram publicados em janeiro de 1934), Walter Baade e Fritz Zwicky propuseram a existência de estrelas de nêutrons, menos de dois anos após a descoberta do nêutron por James Chadwick. Ao buscar uma explicação para a origem de uma supernova, eles propuseram provisoriamente que, nas explosões de supernovas, estrelas comuns são transformadas em estrelas que consistem em nêutrons extremamente compactados que eles chamam de estrelas de nêutrons. Baade e Zwicky propuseram corretamente na época que a liberação da energia de ligação gravitacional das estrelas de nêutrons alimenta a supernova: "No processo da supernova, a massa em massa é aniquilada". As estrelas de nêutrons eram consideradas muito fracas para serem detectadas e pouco trabalho foi feito nelas até novembro de 1967, quando Franco Pacini apontou que, se as estrelas de nêutrons estivessem girando e tivessem grandes campos magnéticos, ondas eletromagnéticas seriam emitidas. Sem que ele soubesse, o radioastrônomo Antony Hewish e sua estudante de pós-graduação Jocelyn Bell em Cambridge logo detectariam pulsos de rádio de estrelas que agora se acredita serem estrelas de nêutrons altamente magnetizadas e girando rapidamente, conhecidas como pulsares.

Em 1965, Antony Hewish e Samuel Okoye descobriram "uma fonte incomum de alta temperatura de brilho de rádio na Nebulosa do Caranguejo". Esta fonte acabou por ser o Crab Pulsar que resultou da grande supernova de 1054.

Em 1967, Iosif Shklovsky examinou os raios-X e as observações ópticas de Scorpius X-1 e concluiu corretamente que a radiação vem de uma estrela de nêutrons no estágio de acreção.

Em 1967, Jocelyn Bell Burnell e Antony Hewish descobriram pulsos de rádio regulares do PSR B1919+21. Este pulsar foi posteriormente interpretado como uma estrela de nêutrons isolada e rotativa. A fonte de energia do pulsar é a energia rotacional da estrela de nêutrons. A maioria das estrelas de nêutrons conhecidas (cerca de 2.000, até 2010) foram descobertas como pulsares, emitindo pulsos de rádio regulares.

Em 1968, Richard V. E. Lovelace e colaboradores descobriram o período P? ? 33{displaystyle P!approx 33} ms do pulsar Crab usando o Observatório Arecibo. Após essa descoberta, os cientistas concluíram que os pulsares giravam estrelas de nêutrons. Antes disso, muitos cientistas acreditavam que os pulsares estavam pulsando anãs brancas.

Em 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier e H. Tananbaum descobriram pulsações de 4,8 segundos em uma fonte de raios X na constelação Centaurus, Cen X-3. Eles interpretaram isso como resultado de uma estrela de nêutrons quente em rotação. A fonte de energia é gravitacional e resulta de uma chuva de gás que cai sobre a superfície da estrela de nêutrons de uma estrela companheira ou do meio interestelar.

Em 1974, Antony Hewish recebeu o Prêmio Nobel de Física "por seu papel decisivo na descoberta dos pulsares" sem Jocelyn Bell, que compartilhou a descoberta.

Em 1974, Joseph Taylor e Russell Hulse descobriram o primeiro pulsar binário, PSR B1913+16, que consiste em duas estrelas de nêutrons (uma vista como um pulsar) orbitando em torno de seu centro de massa. A teoria geral da relatividade de Albert Einstein prevê que objetos massivos em órbitas binárias curtas devem emitir ondas gravitacionais e, portanto, que sua órbita deve decair com o tempo. Isso foi realmente observado, exatamente como prevê a relatividade geral, e em 1993, Taylor e Hulse receberam o Prêmio Nobel de Física por essa descoberta.

Em 1982, Don Backer e seus colegas descobriram o primeiro pulsar de milissegundos, PSR B1937+21. Este objeto gira 642 vezes por segundo, um valor que impôs restrições fundamentais à massa e ao raio das estrelas de nêutrons. Muitos pulsares de milissegundos foram descobertos mais tarde, mas o PSR B1937+21 permaneceu como o pulsar conhecido de rotação mais rápida por 24 anos, até que o PSR J1748-2446ad (que gira aproximadamente 716 vezes por segundo) foi descoberto.

Em 2003, Marta Burgay e seus colegas descobriram o primeiro sistema duplo de estrelas de nêutrons onde ambos os componentes são detectáveis como pulsares, PSR J0737-3039. A descoberta deste sistema permite um total de 5 testes diferentes da relatividade geral, alguns deles com uma precisão sem precedentes.

Em 2010, Paul Demorest e seus colegas mediram a massa do pulsar de milissegundos PSR J1614-2230 como 1,97±0.04 M_☉, usando Shapiro delay. Isso foi substancialmente maior do que qualquer massa de estrela de nêutrons medida anteriormente (1,67 M_☉, consulte PSR J1903+0327) e coloca fortes restrições na composição interior de estrelas de nêutrons.

Em 2013, John Antoniadis e seus colegas mediram a massa de PSR J0348+0432 como 2,01±0.04 M_☉, usando espectroscopia de anã branca. Isso confirmou a existência de tais estrelas massivas usando um método diferente. Além disso, isso permitiu, pela primeira vez, um teste de relatividade geral usando uma estrela de nêutrons tão massiva.

Em agosto de 2017, o LIGO e o Virgo fizeram a primeira detecção de ondas gravitacionais produzidas pela colisão de estrelas de nêutrons (GW170817), levando a novas descobertas sobre estrelas de nêutrons.

Em outubro de 2018, os astrônomos relataram que GRB 150101B, um evento de explosão de raios gama detectado em 2015, pode estar diretamente relacionado ao histórico GW170817 e associado à fusão de duas estrelas de nêutrons. As semelhanças entre os dois eventos, em termos de raios gama, emissões ópticas e de raios-x, bem como a natureza das galáxias hospedeiras associadas, são "impressionantes", sugerindo que os dois eventos separados podem ser o resultado da fusão de estrelas de nêutrons, e ambas podem ser uma kilonova, que pode ser mais comum no universo do que se pensava anteriormente, de acordo com os pesquisadores.

Em julho de 2019, os astrônomos relataram que um novo método para determinar a constante de Hubble e resolver a discrepância dos métodos anteriores foi proposto com base nas fusões de pares de estrelas de nêutrons, após a detecção da fusão de estrelas de nêutrons de GW170817. A medição da constante de Hubble é 70,3+5.3
−5,0 (km/s)/Mpc.

Um estudo de 2020 do estudante de doutorado da Universidade de Southampton, Fabian Gittins, sugeriu que as irregularidades da superfície ("montanhas") podem ter apenas frações de um milímetro de altura (cerca de 0,000003% do diâmetro da estrela de nêutrons), centenas de vezes menor do que o previsto anteriormente, um resultado que traz implicações para a não detecção de ondas gravitacionais de estrelas de nêutrons em rotação.

Subtipos

Diferentes tipos de Estrelas Neutron

Renderizações de computador de uma estrela de nêutrons com disco de acreção, com linhas de campo magnético projetadas, mostrando explosões de raios X poderosos. As simulações são tomadas a partir de 2017 dados de NuSTAR da NASA e Swift, e observatórios XMM-Newto da ESA.

Existem vários tipos de objetos que consistem ou contêm uma estrela de nêutrons:

• Estrela de nêutron isolado (INS): não em um sistema binário.
  • Pulsador rotativo (RPP ou "radio pulsar"): estrelas de nêutrons que emitem pulsos de radiação direcionados para nós em intervalos regulares (devido aos seus campos magnéticos fortes).
    • Transiente de rádio rotativo (RRATs): são considerados pulsares que emitem mais esporadicamente e/ou com maior variabilidade de pulso a pulso do que a maior parte dos pulsares conhecidos.
  • Magnetar: uma estrela de nêutrons com um campo magnético extremamente forte (1000 vezes mais do que uma estrela de nêutrons regular), e períodos de rotação longa (5 a 12 segundos).
    • Repetidor de gama suave (SGR).
    • Pulsador de raio X anômalo (AXP).
  • Estrelas de nêutrons de rádio.
    • Raios-X dim isolado estrelas de nêutrons.
    • Objetos compactos centrais em resquícios de supernova (CCOs in SNRs): fontes de raios-X não pulsantes de rádio jovens, consideradas isoladas Neutron Stars cercadas por remanescentes de supernova.
• Pulsadores de raios X ou "accretion-powered pulsars": uma classe de binários de raios X.
  • Pulsadores binários de raios X de baixa massa: uma classe de binários de raios X de baixa massa (LMXB), um pulsar com uma estrela de sequência principal, anã branca ou gigante vermelha.
    • Pulsador de milissegundo (MSP) ("pulsador reciclado").
      • "Spider Pulsar", um pulsar onde seu companheiro é uma estrela semi-degenerada.
        • "Black Widow" pulsar, um pulsar que cai sob o "Spider Pulsar" se o companheiro tem massa extremamente baixa (menos de 0.1M_?).
        • "Redback" pulsar, são se o companheiro é mais maciço.
      • Pulsador submilissegundo.
    • Explosor de raios-X: uma estrela de nêutrons com um companheiro binário de massa baixa de que a matéria é acreted resultando em rajadas irregulares de energia da superfície da estrela de nêutrons.
  • Pulsadores binários de raios X de massa intermediária: uma classe de binários de raios X de massa intermediária (IMXB), um pulsar com uma estrela de massa intermediária.
  • Pulsadores binários de raios X de alta massa: uma classe de binários de raios X de alta massa (HMXB), um pulsar com uma estrela maciça.
  • Pulsadores binários: um pulsar com um companheiro binário, muitas vezes uma anã branca ou estrela de nêutrons.
  • Terciário de raios X (teorizado).

Há também uma série de estrelas compactas teorizadas com propriedades semelhantes que não são realmente estrelas de nêutrons.

• Protoneutron star (PNS), teorizado.
• Estrela exótica
  • Thorne–Zytkow objeto: atualmente uma fusão hipotética de uma estrela de nêutrons em uma estrela gigante vermelha.
  • Estrela de Quark: atualmente um tipo hipotético de estrela de nêutrons composta de matéria quark, ou matéria estranha. A partir de 2018, existem três candidatos.
  • Estrela eletrofraca: atualmente um tipo hipotético de estrela de nêutrons extremamente pesada, em que os quarks são convertidos para léptons através da força eletrofraca, mas o colapso gravitacional da estrela de nêutrons é impedido pela pressão de radiação. A partir de 2018, não há nenhuma evidência para sua existência.
  • Preon star: atualmente um tipo hipotético de estrela de nêutrons composta de preon matter. A partir de 2018, não há nenhuma evidência para a existência de preons.

Exemplos de estrelas de nêutrons

A concepção de um artista do planeta pulsar PSR B1257+12 C, com aurorae brilhante

• Pulsar de viúva preta – um pulsar de milissegundo que é muito maciço.
• PSR J0952-0607 – a estrela de nêutrons mais pesada com 2.35+0,17
  -0.17M_?Um tipo de Pulsar de Viúva Negra.
• LGM-1 (agora conhecido como PSR B191919+21) – o primeiro radiopulsar reconhecido. Foi descoberto por Jocelyn Bell Burnell em 1967.
• PSR B1257+12 – a primeira estrela de neutrões descoberta com planetas (um pulsar de milissegundo).
• PSR B1509−58 – fonte da foto "Hand of God" do Observatório de raios X de Chandra.
• RX J1856.5−3754 – a estrela de nêutrons mais próxima.
• O Magnífico Sete – um grupo de estrelas de nêutrons próximas e próximas.
• PSR J0348+0432 – a estrela de nêutrons mais maciça com uma massa bem treinada, 2.01±0,04M_?.
• SWIFT J1756.9-2508 – um pulsar de milissegundo com um companheiro de tipo estelar com massa de gama planetária (baixo anã marrom).
• Swift J1818.0-1607 – o mais novo magnetar conhecido.

Galeria

• Estrelas Neutron contendo 500,000 Earth-masses em 25 km (16 mi) esfera de diâmetro

• Neutron estrelas colidindo

• Colisão estrela de Neutron

• 

  A impressão do artista de uma luz de flexão de estrela de nêutrons