導入
中性子星とは、重力によって主に中性子が集まった星に与えられた名前です。このような物体は、核燃料を使い果たした大質量星の核の重力崩壊によって生じるコンパクトな残留物であるため、その名前が付けられています。この崩壊は星の外層の爆発を伴い、完全に転位して星間物質に戻ります。これは超新星と呼ばれる現象です。コンパクトな残渣は星とは名ばかりです。それはもはや核反応の場所ではなく、その構造は通常の星の構造とは根本的に異なります。実際、その密度は非常に高く、 1立方センチメートルあたり10 15グラム（つまり10億トン）のオーダーであり、その質量は、いわゆるチャンドラセカール質量に相当する、太陽の質量の約1.4倍という非常に狭い範囲に制限されています。 。このような高密度の塊は非常に小さな体積を占め、その半径はわずか約 10キロメートルから 20 キロメートルです。中性子星の誕生時は、毎秒数十回転という非常に速い回転速度を持っています。また、最大 10 11テスラの非常に強力な磁場もあります。中性子星の内部も非常に特殊で、主に超流動状態の中性子で構成されています。また、より控えめな部分の超伝導陽子と電子も共存します。中性子星の最も中心の領域は、その密度が現在の知識から推定するには高すぎるため、ほとんど知られていません。それは中性子、またはよりエキゾチックな形態の物質で構成されている可能性があります。
中性子星は状況に応じてさまざまな姿を現します。それが急速に回転し、強力な磁場を持っている場合、磁気軸に沿って放射線の細いブラシを投影し、ほぼこの軸の方向に配置された観測者は、灯台効果によるパルス状の放射を観察します。このためパルサーと呼ばれます。 。連星系に位置する中性子星は、伴星から物質を引き裂き、X 線領域でパルス状または連続的な放射を引き起こす可能性があります。孤立した中性子星は、パルス状の放射がなければ検出が非常に困難になります。その表面からの熱放射を検出できる可能性があります。
歴史的
中性子星の概念は、1932 年にジェームズ チャドウィックによって中性子が発見された直後に生まれました。次に、物理学者レフ・ランドーは、別の種類の恒星である白色矮星のように、ほぼ完全に中性子で構成され、その構造が縮退圧力と呼ばれる量子力学的効果によって決定される星が存在する可能性があると提案した。電子。 2年後の1934年、天文学者のウォルター・バーデとフリッツ・ツヴィッキーは、普通の星から中性子星への移行によってかなりの量のエネルギーが放出され、したがって電磁放射が放出され、新しい星の点灯のような錯覚を与えるだろうと直感しました。その後、彼らはこの現象を説明するために、十分に文書化されているエネルギーの低い新星現象とは対照的に、「超新星」という用語を提案しました。この用語は最終的に「超新星」に変わりました。
中性子星の研究は、中性子星のパルス放出現象がパルサーの形で明らかになったことから始まりました。最初に発見されたパルサーは、1967 年に当時アントニー ヒューイッシュの学生だったジョセリンベルによって発見された PSR B1919+21 でした。パルサーと中性子星の関係は、歴史的な超新星SN 1054の残骸であるかに星雲内でパルサーが確認されたことによりほぼ即座に確立され、超新星爆発中に中性子星が実際に生成されたことが証明されました。その後、他の多くのパルサーが超新星残骸内で発見されました。しかし、超新星残骸が星間物質に分散するまでの寿命は、中性子星のパルス状放射が観測できる期間よりも大幅に短い。また、ほとんどのパルサーは残骸と関連していません。
現在（2008年）、ほぼ2,000個のパルサーが知られており、その大部分（1,500個以上）はパルサーの形で検出され、残りはX線源（主に二値の表面放射）の形で検出されています。彼らの研究により、中性子星の物理学の特定の側面を再構築することが可能になりました。
