Перегляд вихідного коду сторінки Чудова сімка (нейтронні зорі)

'''Чудова сімка''' ({{lang-en|The Magnificent Seven}})&nbsp;— неофіційна назва групи ізольованих молодих [[Нейтронна зоря|нейтронних зір]], які поступово остигають та розташовані на відстані від 120 до 500 [[парсек]] від Землі<ref name="KaplanEtAl2008">{{Harvnb|Kaplan|Yuan|Li|Lai|2008}}</ref>. Ці об'єкти також відомі під назвами '''XDINS''' (скорочення від {{lang-en|X-ray Dim Isolated Neutron Stars}}, тобто «рентгенівські тьмяні ізольовані нейтронні зорі») або просто '''XINS'''.<ref name="Potekhin15">{{Harvnb|Potekhin|De Luca|Pons|2015}}</ref>

== Історія ==
Першою, яка підходила під цю класифікацію, була зоря RX J1856.5-3754, відкрита Волтером та співавторами 1992&nbsp;р. та підтверджена як нейтронна зоря 1996&nbsp;р.<ref>{{Harvnb|Walter|Wolk|Neuhäuser|1996}}</ref> Термін «''Чудова сімка''» спочатку застосовувався до джерел рентгенівського випромінення [[RX J1856.5-3754]], [[RBS1556]], [[RBS1223]], [[RX J0806.4-4132]], [[RX J0720.4-3125]], [[RX J0420.0-5022]] та [[MS 0317.7-6647]].<ref>{{Harvnb|Treves|Popov|Colpi|Prokhorov|2001}}</ref> Однак незабаром було показано, що MS 0317.7-6647 насправді не є нейтронною зорею. Потім у 2001 році був відкритий новий об'єкт, що відповідає цій класифікації&nbsp;— [[1RXS J214303.7 + 065419 / RBS 1774]].<ref>{{Harvnb|Zampieri|Campana|Turolla|Chieregato|2001}}</ref> З 2001 року нових хороших кандидатів не виявлено. Усі сім джерел були виявлені супутником [[ROSAT]].

== Характеристики ==
Всі сім зір визнано відносно близькими (менше ніж декілька сотень парсеків) середнього віку (кілька сотень тисяч років) ізольованими нейтронними зорями, що випромінюють у м'якому рентгенівському діапазоні внаслідок охолодження. Охолодження підтверджується формою їх спектрів, близькою до спектра [[Абсолютно чорне тіло|чорного тіла]]. Типовими температурами є близько 50–100 [[електронвольт]] (57,5–115 тис. [[Кельвін|Кельвінів]]; для порівняння, [[корона Сонця]] має температуру близько 5 млн. Кельвінів). Принаймні шість із семи показують періоди обертання в діапазоні від 3 до 12 секунд.

Їх [[Крива блиску|криві блиску]] здебільшого мають квазисинусоїдальну однопікову форму. Однак, RX J1308.6 + 2127 має криву блиску з подвійним піком, а для RX J0420.0-5022 є деякі докази перекосу в імпульсному профілі з повільнішим зростанням і швидшим спадом. Швидше контрінтуїтивно, спектр як RX J0720.4-3125, так і RX J1308.6 + 2127 стає жорсткішим у мінімумі.

2005 року для RX J0720.4-3125 та RX J1308.6+2127 було отримано узгоджене рішення синхронізації. Періоди змінюються зі швидкістю 7×10<sup>14</sup> секунди на секунду та 10<sup>−13</sup> с/с відповідно.<ref>{{Harvnb|Kaplan|van Kerkwijk|2005a}}</ref><ref>{{Harvnb|Kaplan|van Kerkwijk|2005b}}</ref> Визначене дипольне магнітне поле становить 2–3×10<sup>13</sup> [[Гаус (одиниця вимірювання)|Гауса,]] а вік уповільнення обертання&nbsp;— 2 та 1,5 мільйона років відповідно.

Довгий час об'єкти Чудової сімки вважали стабільними джерелами; настільки, що зоря RX J0720.4-3125 була включена до джерел калібрування для інструментів EPIC та RGS на борту орбітального рентгенівського телескопа [[XMM-Newton]]. Проте постійний моніторинг виявив, що це джерело зазнало помітних змін у період 2001–2003&nbsp;рр. Зокрема, хоча загальний потік залишався більш-менш постійним, температура чорного тіла постійно зростала, з приблизно 86 до понад 90 електронвольт. Це супроводжувалося зміною імпульсного профілю із збільшенням імпульсної складової. Потім ця тенденція, здається, змінилася. Починаючи з 2004 року, температура знижувалась, і є натяки на те, що загальна еволюція може бути циклічною, з періодом близько 10 років.<ref name="HohleEtAl2009">{{Harvnb|Hohle|Haberl|Vink|Turolla|2009}}</ref>

Представники Чудової сімки належать до великого класу молодих нейтронних зір, багато властивостей яких відмінні від звичайних [[Пульсар|радіопульсарів]]. Є й інші типи молодих ізольованих нейтронних зір, які відрізняються від стандартних радіопульсарів, такі як [[джерело м'яких повторюваних гамма-сплесків]], [[аномальний рентгенівський пульсар]], обертовий [[Транзієнт (астрономія)|радіотранзієнт]] та центральний [[Компактна зоря|компактний об'єкт]] у [[Залишок наднової|залишку наднової]]. Деякі з них можуть бути пов'язані з Чудовою сімкою.<ref>{{Harvnb|Popov|2006}}</ref>

Для деяких джерел сімки відомі дуже слабкі оптичні відповідники. Для найяскравішого з них (RX J1856-3754) відомі тригонометричний [[паралакс]] та [[власний рух]]<ref>{{Harvnb|Kaplan|van Kerkwijk|Anderson|2002}}</ref>; відстань до цього джерела становить близько 161 [[парсек]]а. Подібні дані отримані для другого за яскравістю об'єкта — RX J0720.4-3125: відстань&nbsp;— близько 330 парсеків. Їх [[променева швидкість]] становить приблизно 280 кілометрів на секунду і 115 км/с відповідно.<ref name="KaplanEtAl2008"/> Ці дані дозволяють астрономам реконструювати траєкторію зір і таким чином визначити місце їх народження. Є оцінки відстані й до інших джерел<ref>{{Harvnb|Posselt|Popov|Haberl|Trümper|2007}}</ref>.

Дослідження синтезу популяції<ref>{{Harvnb|Popov|Colpi|Prokhorov|Treves|2003}}</ref> показують, що Чудова сімка пов'язана з [[Пояс Гулда|Поясом Гулда]], місцевою групою зір віком близько 30-50 мільйонів років, утвореною масивними зорями. Реконструкція траєкторій руху нейтронних зір підтвердила цей висновок. В районі Сонця цих нейтронних зір більше, ніж радіопульсарів того ж віку. Це означає, що об'єкти, подібні до Чудової сімки, можуть бути одними з найбільш типових молодих [[Нейтронна зоря|нейтронних зір]] з галактичною народжуваністю більшою, ніж у звичайних [[Пульсар|радіопульсарів]].

Спостереження інструментом XMM-Newton дали змогу виявити широкі ділянки поглинання в спектрах кількох із Чудової сімки. Хоча їх походження ще не ясно<ref>{{Harvnb|Haberl|2007}}</ref>, майже напевно, що сильне магнітне поле зір відіграє фундаментальну роль у їх формуванні. Тоді функції поглинання можуть забезпечити потужну діагностику сили поверхневого поля. Зараз пропонується два основних пояснення їх походження: або протонні [[Циклотронний резонанс|циклотронні резонанси]], або атомні переходи в легких елементах. Для двох джерел, для яких можливий вимір уповільнення, значення B, отримані з даних про уповільнення, дозволяють припустити магніто-диполярне гальмування, в розумній відповідності з тими значеннями, які виводяться з енергії ліній. Після того, як походження ліній буде встановлене, і якщо буде доступне незалежне вимірювання магнітного поля (наприклад, за допомогою виміру гальмування), буде можливим вимірювання гравітаційного червоного зміщення, що дозволить одночасно визначити масу та радіус зорі.

=== Фізичні характеристики ===
{| class="wikitable sortable"
!Джерело, RX J
! Пряме піднесення
! Схилення
! Періоди обертання, с
! Амплітуда / 2
! Температура, еВ
! Енергія лінії поглинання, еВ
! Вік (мільйон років)
|-
| 1856.5−3754 || {{RA|18|56|35.11}} || {{DEC|-37|54|30.5}} ||  7.06 ||  1.5&nbsp;% ||  60–62 || no || 3.76
|-
| 0720.4−3125 || {{RA|07|20|24.96}} || {{DEC|-31|25|50.2}} ||  8.39 || 11&nbsp;% ||  85–87 || 270 || 1.90
|-
| 1605.3+3249<br/>(RBS 1556) || {{RA|16|05|18.52}} || {{DEC|+32|49|18.1}} || ??? || – ||  93–96 || 450 || ?
|-
| 1308.6+2127<br/>(RBS 1223) || {{RA|13|08|48.27}} || {{DEC|+21|27|06.8}} || 10.31 || 18&nbsp;% || 102 || 300 || 1.46
|-
| 2143.0+0654<br/>(RBS 1774) || {{RA|21|43|03.30}} || {{DEC|+06|54|17.0}} ||  9.44 ||  4&nbsp;% || 102–104 || 700 || 3.65
|-
| 0806.4−4123 || {{RA|08|06|23.40}} || {{DEC|-41|22|30.9}} || 11.37 ||  6&nbsp;% ||  92 || 460 || 3.24
|-
| 0420.0–5022 || {{RA|04|20|01.95}} || {{DEC|-50|22|48.1}} ||  3.45 || 13&nbsp;% ||  45 || 330 || 1.98
|}
Дані для таблиці частково взяті з робіт Каплана (2008)<ref name="KaplanEtAl2008"/>, частково з огляду Р. Туролли (2009)<ref>{{Harvnb|Turolla|2009}}</ref> та частково з інших джерел. Оцінки температури дещо відрізняються в різних публікаціях. Джерело RX J0720.4-3125 має змінну температуру та імпульсну складову.<ref name="HohleEtAl2009"/>

== Дослідження ==
Сім об'єктів, здається, є найкращою лабораторією для вивчення атмосфери нейтронних зір і, можливо, їх внутрішньої будови. Священний Грааль астрофізики нейтронних зір&nbsp;— це визначення [[рівняння стану]] речовини при надядерних щільностях. Найбільш прямим способом встановлення обмежень на рівняння стану є одночасне вимірювання маси та радіуса нейтронної зорі. Якщо нейтронна зоря випромінює як чорне тіло зі своєї поверхні радіусом <math>R</math> при однорідній температурі <math>T</math>, отриманий потік на відстані <math>D</math> становить:

: <math>F = \sigma T^4 (\tfrac{R}{D})^2</math>

Отже, якщо відома відстань <math>D</math> , а <math>T</math> можна визначити спектральним аналізом, наведене співвідношення відразу дає радіус зорі. Реальність дещо складніша, але цей спрощений аналіз дає уявлення про суть того, що потрібно для вимірювання радіуса нейтронної зорі: відстань, потік та температура поверхні. Тому спостереження за тепловим випромінюванням зорі є надзвичайно важливим. Серед усіх нейтронних зір, що випромінюють теплову енергію, Чудова Сімка є єдиними із спектром суто чорних тіл. Їх чисте теплове випромінення, незабруднене активністю [[Магнітосфера|магнітосфери]], навколишньої [[Галактична туманність|туманності]] або [[Залишок наднової|залишку наднової]], робить ці джерела ідеальними цілями для такого дослідження.

Незважаючи на багато спроб, радіовипромінювання з цих джерел надійно не виявлено. Попередні результати глибокого пошуку за допомогою телескопа GBT, представлені Кондратьєвим зі співавторами.<ref>{{Harvnb|Kondratiev|Burgay|Possenti|McLaughlin|2008}}</ref> Стверджується, що якийсь сигнал був виявлений на дуже низьких частотах<ref>{{Harvnb|Malofeev|Malov|Teplykh|2007}}</ref>, але ці результати непевні й потребують підтвердження.

== Дивитися також ==
* {{нп|Кальвера (джерело рентгенівського випромінювання)|||Calvera (X-ray source)}}

== Примітки ==
{{reflist}}&nbsp;

=== Джерела ===
{{Refbegin|20em}}
* {{cite journal |last1=Haberl |first1=Frank |year=2007 |doi=10.1007/s10509-007-9342-x |arxiv=astro-ph/0609066 |bibcode=2007Ap&SS.308..181H |title=The magnificent seven: Magnetic fields and surface temperature distributions |journal=Astrophysics and Space Science |volume=308 |issue=1–4 |pages=181–190 }}
* {{cite journal |last1=Hohle |first1=M. M. |last2=Haberl |first2=F. |last3=Vink |first3=J. |last4=Turolla |first4=R. |last5=Hambaryan |first5=V. |last6=Zane |first6=S. |last7=De Vries |first7=C. P. |last8=Méndez |first8=M. |display-authors=1 |year=2009 |doi=10.1051/0004-6361/200810812 |arxiv=0810.5319 |bibcode=2009A&A...498..811H |title=Spectral and temporal variations of the isolated neutron star RX J0720.4-3125: New XMM-Newton observations |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=498 |issue=3 |pages=811 }}
* {{cite journal |last1=Kaplan |first1=D. L. |last2=van Kerkwijk |first2=M. H. |last3=Anderson |first3=J. |year=2002 |doi=10.1086/339879 |arxiv=astro-ph/0111174 |bibcode=2002ApJ...571..447K |title=The Parallax and Proper Motion of RX J1856.5-3754 Revisited |journal=The Astrophysical Journal |volume=571 |issue=1 |pages=447 }}
* {{cite journal |last1=Kaplan |first1=D. L. |last2=van Kerkwijk |first2=M. H. |year=2005a |doi=10.1086/432536 |arxiv=astro-ph/0506419 |bibcode=2005ApJ...628L..45K |title=A Coherent Timing Solution for the Nearby Isolated Neutron Star RX J0720.4-3125 |journal=The Astrophysical Journal |volume=628 |issue=1 |pages=L45 }}
* {{cite journal |last1=Kaplan |first1=D. L. |last2=van Kerkwijk |first2=M. H. |year=2005b |doi=10.1086/499241 |arxiv=astro-ph/0511084 |bibcode=2005ApJ...635L..65K |title=A Coherent Timing Solution for the Nearby Isolated Neutron Star RX J1308.6+2127/RBS 1223 |journal=The Astrophysical Journal |volume=635 |issue=1 |pages=L65 }}
* {{cite journal |last1=Kaplan |first1=David L. |last2=Yuan |first2=Ye-Fei |last3=Li |first3=Xiang-Dong |last4=Lai |first4=Dong |display-authors=1 |year=2008 |doi=10.1063/1.2840384 |arxiv=0801.1143 |bibcode=2008AIPC..968..129K |title=Nearby, Thermally Emitting Neutron Stars |journal=Astrophysics of Compact Objects |volume=968 |pages=129–136 }}
* {{cite book |last1=Kondratiev |first1=V. I. |last2=Burgay |first2=M. |last3=Possenti |first3=A. |last4=McLaughlin |first4=M. A. |last5=Lorimer |first5=D. R. |last6=Turolla |first6=R. |last7=Popov |first7=S. |last8=Zane |first8=S. |last9=Bassa |first9=C. |last10=Wang |first10=Z. |last11=Cumming |first11=A. |last12=Kaspi |first12=V. M. |display-authors=1 |year=2008 |doi=10.1063/1.2900180 |arxiv=0710.1648 |bibcode=2008AIPC..983..348K |chapter=A Search for Pulsed and Bursty Radio Emission from X-ray Dim Isolated Neutron Stars |title=40 Years of Pulsars: Millisecond Pulsars |series=AIP Conference Series |volume=983 |pages=348–350 }}
* {{cite journal |last1=Malofeev |first1=V. M. |last2=Malov |first2=O. I. |last3=Teplykh |first3=D. A. |bibcode=2007Ap&SS.308..211M |doi=10.1007/s10509-007-9341-y |title=Radio emission from AXP and XDINS |journal=Astrophysics and Space Science |volume=308 |issue=1–4 |pages=211–216 |year=2007 }}
* {{cite journal |last1=Popov |first1=S. B. |last2=Colpi |first2=M. |last3=Prokhorov |first3=M. E. |last4=Treves |first4=A. |last5=Turolla |first5=R. |display-authors=1 |year=2003 |doi=10.1051/0004-6361:20030680 |arxiv=astro-ph/0304141 |bibcode=2003A&A...406..111P |title=Young isolated neutron stars from the Gould Belt |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=406 |pages=111–117 }}
* {{cite arxiv |last1=Popov |first1=S. B. |year=2006 |eprint=astro-ph/0610593 |title=The Zoo of Neutron Stars }}
* {{cite journal |last1=Posselt |first1=B. |last2=Popov |first2=S. B. |last3=Haberl |first3=F. |last4=Trümper |first4=J. |last5=Turolla |first5=R. |last6=Neuhäuser |first6=R. |display-authors=1 |year=2007 |doi=10.1007/s10509-007-9344-8 |arxiv=astro-ph/0609275 |bibcode=2007Ap&SS.308..171P |title=The Magnificent Seven in the dusty prairie |journal=Astrophysics and Space Science |volume=308 |issue=1–4 |pages=171–179 }}
* {{cite journal |last1= Potekhin |first1= Alexander Y. |last2= De Luca |first2= Andrea |last3= Pons |first3= José |date=2015 |title=Neutron Stars—Thermal Emitters |journal=Space Science Reviews |volume=191 |issue=1–4 |pages=171–206 |arxiv=1409.7666 |bibcode=2015SSRv..191..171P |doi=10.1007/s11214-014-0102-2}}
* {{cite journal |last1=Treves |first1=A. |last2=Popov |first2=S. B. |last3=Colpi |first3=M. |last4=Prokhorov |first4=M. E. |last5=Turolla |first5=R. |display-authors=1 |year=2001 |arxiv=astro-ph/0011564 |bibcode=2001ASPC..234..225T |title=The Magnificent Seven: Close-by Cooling Neutron Stars? |journal=X-Ray Astronomy 2000 |volume=234 |pages=225 }}
* {{cite book |last1=Turolla |first1=Roberto |year=2009 |bibcode=2009ASSL..357..141T |doi=10.1007/978-3-540-76965-1_7 |isbn=978-3-540-76964-4|chapter=Isolated Neutron Stars: The Challenge of Simplicity |title=Neutron Stars and Pulsars |volume=357 |pages=141–163 |series=Astrophysics and Space Science Library}}
* {{cite journal |last1=Walter |first1=Frederick M. |last2=Wolk |first2=Scott J. |last3=Neuhäuser |first3=Ralph |bibcode=1996Natur.379..233W |doi=10.1038/379233a0 |title=Discovery of a nearby isolated neutron star |journal=Nature |volume=379 |issue=6562 |pages=233–235 |year=1996 }}
* {{cite journal |last1=Zampieri |first1=L. |last2=Campana |first2=S. |last3=Turolla |first3=R. |last4=Chieregato |first4=M. |last5=Falomo |first5=R. |last6=Fugazza |first6=D. |last7=Moretti |first7=A. |last8=Treves |first8=A. |display-authors=1 |year=2001 |doi=10.1051/0004-6361:20011151 |arxiv=astro-ph/0108456 |bibcode=2001A&A...378L...5Z |title=1RXS J214303.7+065419/RBS 1774: A new Isolated Neutron Star candidate |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=378 |pages=L5–L9 }}
{{Refend}}

== Подальше читання ==
* {{Cite web|date=15 січня 2021|title=Physicists May Have Found Dark Matter: X-rays Surrounding “Magnificent 7” May Be Traces of Theorized Particle|url=https://scitechdaily.com/physicists-may-have-found-dark-matter-x-rays-surrounding-magnificent-7-may-be-traces-of-theorized-particle/|accessdate=2021-01-27|website=SciTechDaily|language=en-US|archive-date=17 квітня 2021|archive-url=https://web.archive.org/web/20210417040359/https://scitechdaily.com/physicists-may-have-found-dark-matter-x-rays-surrounding-magnificent-7-may-be-traces-of-theorized-particle/}}

{{Нейтронна зоря}}
{{Зорі}}

[[Категорія:Нейтронні зорі]]