ستاره نوترونی

فهرست مطالب
عنوان صفحه
مقدمه شناخت ستاره نوترونی ۳
تحقیقات انجام یافته ۴

ستارگان کم جرم و پر جرم ۹
ستاره های نوترونی ۱۱
ستاره نوترونی در محل فرض سیاهچاله ۱۳
وقوع ستاره لرزه بی نهایت عظیم کهکشان راه شیری ۱۵
ستارگان نوترونی و سیاهچاله ها ۱۷

ارتعاش و چرخش ستارگان ۲۴
تپنده ها – ستاره های نوترونی چرخان ۳۷
چکیده ۳۴
منابع و مأخذ ۳۷

مقدمه شناخت ستاره نوترونی:
هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند. اگر هسته بین ۱٫۴ تا ۳ جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای ۱۰ کیلومتر (۶مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، ۲ نوع اشعه منتشر می‌کنند.

فانوس دریایی ستاره‌ای
ستارگان نوترونی جوان بسرعت می‌چرخند و ۲ پرتو
نیرومند موج رادیویی که مرتباً در آسمان سیر می‌کنند
منتشر می‌نمایند. اگر پرتویی از کنار زمین بگذرد
ممکن است بصورت تپشی منظم دیده شود.
چنان ستارگانی پالسار نامیده می‌شوند.

تحقیقات انجام یافته :
از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است، در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است. در اواخر سال ۲۰۰۲ میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا بسرپرستی خانم J. Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام ۰۷۴۸۶۷۶ EXO انجام داد. این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله ۳۰۰۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد. (این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد(

هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود. با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد.

÷این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.
این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود، که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد.

تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود. این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود
. انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM – نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.نکته قابل توجه این است

که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

نكته ی قابل توجه این است كه در آزمایشهای قبلی كه توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمركز بود كه میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبه ی ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امكان پذیر نبود. ولی ستاره موردنظر در پروژه بعدی (كه آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود كه اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

هر گاه واکنشهای هسته ای هسته ستاره متوقف شوند، ستاره به مرحله مرگ وارد و ساختارش ناپایدار می شود. ستاره ای با جرم نسبتاً کم در طی میلیاردها سال، آهسته سوخت هسته ایش را می سوزاند، و سپس به غول سرخ تکامل می یابد. سپس غول سرخ متلاشی می شود تا یک سحابی سیاره ای (پوسته منبسط شونده گازی) پیرامون یک کوتوله سفید تشکیل دهد. ستاره ای با جرم زیاد، سوختش را سریعتر و فقط طی چند میلیون سال می سوزاند و سپس به یک ابر غول تکامل می یابد.

سپس در انفجاری بزرگ به نام ابرنواختر فوران می کند. هسته باقیمانده، ستاره نوترونی یا حفره سیاه را تشکیل می دهد

کوتوله سفید

ابر نواختر

ستاره نوترونی
حفره سیاه

ستارگان کم جرم و پرجرم:
• ستارگان کم جرم

کلیه ستارگان فرایند سنتز هسته ای را با گداخت هیدروژن در هسته شان برای تشکیل هلیوم آغاز می کنند. هیدروژن ساده ترین و فراوانترین عنصر موجود است. هنگامی که ستاره ای با جرمی کمتر از ۱۰ جرم خورشیدی، هسته اش منقبض می شود. توام با این انقباض، هسته حرارت می بیند و پوسته هیدروژنی پیرامون هسته را محترق می کند.

هنگامی که هیدروژن این پوسته برای تشکیل هلیوم گداخته می شود، هسته آنقدر داغ می شود که با گداخت هلیوم، کربن را تشکیل می دهد. وقتی که هلیوم هسته به مصرف می رسد، واکنشهای هسته ای ستاره متوقف می شوند.

• ستارگان پرجرم :
در ستارگانی با جرم بیش از ۱۰ جرم خورشیدی، مراحل اولیه سنتز هسته ای مشابه ستارگان کم جرم است. ستارگان پر جرم سریعتر از ستارگان کم جرم سوخت هسته ایشان را مصرف می کنند زیرا دما و فشار هسته شان از ستارگان کم جرم بیشتر است

ستاره های نوترونی
در مورد ستاره های در حال انقباض با جرم بیش از M 4/1 ، فشار گاز الکترونی تبهگن نمی تواند بر جاذبه گرانشی غلبه کند. ماده در هم شکسته می شود و به چنان چگالی های بالایی می رسد که واپاشی بتای معکوس به وقوع می پیوندد:

توضیح این مطلب به این ترتیب است که : پروتونها و الکترونها به هم فشرده می شوند و نوترون به وجود آید؛ یک گاز نوترونی شکل می گیرد. در چگالی ای در حدود kg/m3 10 قوانین کوانتوم در مورد نوترونها کاربرد پیدا می کنند

و نوترونها به صورت یک گاز تبهگن در می آیند. مشابه رفتاری که الکترونها در یک گاز الکترونی تبهگن از خود نشان می دهند، یک گاز نوترونی تبهگن تولید فشار داخلی کرده باعث تشکیل یک موجود پایدار می شود که همان ستاره نوترونی است . چون مبادلة حالت یک گاز نوترونی تبهگن تقریباً همان حالت یک گاز الکترونی تبهگن است، از این رو، ستاره های نوترونی با جرم بیشتر، شعاعهای کمتری خواهند داشت – دارای حدی برای جرم خواهند بود (که گمان می رود. این حد تقریباً ۵ برابر جرم خورشید باشد).
خواص فیزیکی
ستاره های نوترونی ، بسته به جرمشان ، قطرهایی در حدود ۱۰ تا KM 20 دارند. در یک ستاره نوترونی نمونه با شعاع حدود KM 15 ، KM 12 داخل آن شامل گاز نوترون با چنان چگالی بالایی است که به صورت مایع می باشد. KM 3 خارجی آن شامل مخلوطی از یک نوع ابر مایع نوترونی و هسته های غنی از نوترون که در یک شبکه بلور جامد مرتب شده اند، می باشد. این ساختار همان ساختار یک جامد بلوری است

که شبیه ساختار داخلی یک کوتوله سفید است. خارجی ترین قسمت ستاره نوترونی که در حدود چند متر است و در این ناحیه، چگالی به سرعت کم می شود، شامل جوی مرکب از اتمها، الکترونها و پروتونهاست. بیشتر اتمهای موجود در این قسمت اتمهای آهن هستند.

نمودار جرم بر حسب شعاع برای مادة سرد . در شکل شعاع مربوط به هر جرم داده شده است. به نواحی ای که به کوتوله های سفید پایدار و ستاره های نوترونی پایدار مربوط است، توجه کنید. در این نواحی فشار تبهگن داخلی، ستاره را نگه می دارد. (این منحنی بر اساس محاسبات نظری ک . تورن (K. Thorne ) و همکارانش رسم شده است)

یک ستارة نوترونی، چون بسیار چگال است، دارای گرانش سطحی فوق العاده زیادی است. به عنوان مثال، گرانش در سطح یک ستارة نوترونی با جرمی به اندازة جرم خورشید و شعاع KM 12 ، به اندازه ۱۰۱۱ بار بیشتر از گرانش در سطح زمین است.

این میدان گرانشی شدید منجر به یک سرعت فرار خیلی بالا به اندازة C 8/0 می شود. همچنین سرعت اشیایی که از فاصلة زیاد بر روی یک ستارة نوترونی سقوط می کنند، به هنگام برخورد با ستاره، حداقل معادل سرعت فرار است. این بدان معنی است که حتی یک جرم کوچک، مقدار بسیار زیادی انرژی جنبشی با خود حمل می کند.

ستاره نوترونی در محل فرضی سیاهچاله:
بر اساس نتایج اخیر رصد خانه پرتو ایکس چاندرا ، یک ستاره پرجرم پس از فروریختن بر خلاف انتظار به جای تبدیل شدن به یک سیاهچاله ، ستاره ای نوترونی را بوجود آورد. دانشمندان این ستاره که گلوله ای چرخان نوترونی به قطر ۱۲ مایل است را در یک خوشه ستاره ای بسیار جوان کشف کرده اند. اخترشناسان با استفاده از خواص تعیین شده ستاره های دیگر این خوشه به این نتیجه رسیدند که سرچشمه آن ستاره ای با جرم ۴۰ برابر جرم خورشید بوده است.

مایکل مونو (Michael Muno) از دانشگاه کالیفورنیا می گوید” این کشف نشان می دهد که بر خلاف پیش بینی ، بعضی از پرجرم ترین ستاره ها بعد از رمبش به
جای بوجود آوردن سیاهچاله ها باعث شکل گیری ستاره های نوترنی می شوند.

زمانیکه ستاره های پرجرم به جای سیاه چاله ها باعث زایش ستاره های نوترونی می شوند ، تاثیربیشتری بر ترکیب ستاره های نسل آینده خواهند داشت. وقتی این ستاره فروریخته و ستاره نوترنی را بوجود میآورد ، بیش از ۹۵ درصد جرم آن که عمدتا مواد سرشار از فلزات موجود در هسته است به فضای اطراف آن بر میگردد.سیمون کلارک (J. Simon Clark) از دانشگاه Open انگلستان می گوید” این بدان معنی است که مقادیر بسیار زیادی از عناصر سنگین دوباره به گردش در آورده می شوند که در نهایت می تواند باعث بوجود آمدن ستاره ها و سیارات دیگر شوند”.

اختر شناسان دقیقا نمی دانند که بزرگی یک ستاره باید چقدر باشد تا به جای یک ستاره نوترونی یک سیاهچاله را بوجود بیاورد. مطمئن ترین روش برای تخمین جرم ستاره مادر این است که نشان داد ستاره نوترونی یا سیاهچاله عضوی از یک خوشه ستاره ای هستند که تقریبا همگی از عمر یکسان برخوردار می باشند.

به دلیل اینکه ستاره های پرجرم سریعتر از ستاره های کم جرم تر تکامل می بابند ، جرم یک ستاره در صورتیکه مرحله تکاملی آن شناخته شود قابل تخمین است. ستاره های نوترنی و سیاهچاله ها مراحل پایانی چرخه تکاملی یک ستاره هستند و بنابراین ستاره های مادر می باید در میان پرجرم ترین ستاره های خوشه باشند.

وقوع ‘ستاره لرزه’ بی نهایت عظیم در کهکشان راه شیری :
ستاره شناسان می گویند که مقدار انرژی آزاد شده از انفجار سطحی یک ستاره نوترونی در سوی دیگر کهکشان راه شیری در فاصله ۵۰ هزار سال نوری زمین، آنها را به حیرت افکنده است.
تلالو ناشی از این انفجار در روز ۲۷ دسامبر چنان قدرتمند بود که از سطح ماه منعکس شد و جو زمین را روشن کرد. این انفجار در سطح “اس جی آر ۲۰-۱۸۰۶” که یک نوع ستاره نوترونی ابرمغناطیسی و کاملا غیرعادی است روی داد.

اخترشناسان می گویند اگر این انفجار در فاصله ۱۰ سال نوری زمین روی داده بود، احتمالا باعث انقراض انبوه موجودات زنده می شد.
دکتر راب فندر، از دانشگاه ساتهمپتون در بریتانیا به بی بی سی گفت: “به حساب ما این احتمالا بزرگترین انفجاری است که بشر از زمانی که یوهانس کپلر ابرنواخترش را در سال ۱۶۰۴ کشف کرد شاهد آن است.”

وی افزود: “این رویدادی است که تنها یک بار در زندگی بشر روی می دهد. ما شاهد شیئی به قطر تنها ۲۰ کیلومتر در سوی دیگر کهکشان خود بوده ایم که در تنها در یک دهم ثانیه مقداری انرژی آزاد کرده است که خورشید نمی تواند طی ۱۰۰ هزار سال تولید کند.”

ستارگان نوترونی و حفره های سیاه
برای بعضی از ستارگان، چنین برمی آید که در پیشرفته ترین مرحلة تحول آنها، هسته دارای نوترونهای بسیار فراوان مجتمع شده باشند. ما می توانیم تصور کنیم که سیر تحولی به سمت حالی که در زیر بحث خواهد شد، پیش می رود.

ما با یک ستارة چگال روبرو هستیم، ولی همچنانکه ستاره تحول می یابد، مقدار تغییر می کند. همچنان که هیدروژن تهی می شود. ملاحظه می کنیم که مقدار ۲ را به خود می گیرد. به عنوان مثال، در این مورد برای ستاره ای که بنیان اصلی آن را C12 تشکیل می دهد ، صادق است. ولی همچنانکه عناصر شیمیایی به سمت مقادیری، غنی از نوترون تحول می یابند، برای یک ستاره غنی از Fe56 ، ما می بینیم که ۱۵/۲ = است.

اکنون ، به طوری که دیده می شود حد چاندار اسخار متناسب با ۲- خواهد بود، به طوری که مطابق شکل می توانیم تعدادی منحنی بر حسب جرم نسبت به چگالی مرکزی ترسیم کنیم. در این منحنیها ما کمترین دمای ممکن را در نظر می گیریم و نمودارهایی برای ستارگان با ترکیب شیمیایی مختلف را نشان می دهیم. در رابطه با هر ترکیب شیمیایی یک انرژی فرمی، Ef برای الکترونهای واقع در مرکز ستاره وجود دارد، که نتیجة مستقیم تغییر چگالی مرکزی ستاره است.

جرم یک ستارة سرد به صورت تابعی از چگالی مرکزی. منحنی کامل مربوط به یک ترکیب شیمیایی اولیة نمونه است و به صورت تعادل هیدراستاتیکی نسبیتی فرض می شود منحنی های مشخص شده با حروف C و Fe نمایش دهنده کربن خالص و ترکیب آهن هستند.

شیب منفی منحنی دلالت بر ناحیه ای دارد که هیچ ترکیب پایدار هیدراستاتیکی وجود ندارد. (اقتباس از Sa67,Ru71a ) . چگالی بر حسب gcm-3 داده شده است. بخش خط چین منحنی نزدیک چگالیهای مرکزی از مرتبة gcm-31018 بسیار مبهم است، زیرا حالت فیزیکی ماده در این چگالی ها مبهم می باشد.

جدول چگالی و انرژی فرمی الکترون در حالتی که معکوس واپاشی بتا از نظر انرژی مناسب است (اقتباس از ای . ای . سالپیتر Sa67)
SN120 Fe56 S32 C12
11.5 9.1 8.2 10.6 Log p(gcm-3)
24 3.7 1.7 13 Ef(Mev)

همان گونه که چگالی مرکزی برای یک ترکیب داده شده افزایش می یابد، انرژی فرمی الکترون همیشه تا حدی که معکوس واپاشی بتارخ می دهد، افزایش می یابد و الکترونها به داخل هسته می راند. این مسأله علت تولید افزایندة عناصر از نظر نوترون غنی به شمار می رود. واکنش به صورت زیر است:

اگر انرژی فرمی به اندازة کافی زیاد باشد، معکوس واکنش نمی تواند رخ دهد، چرا که تمام حالتهای الکترون که در آنها ممکن است هسته های درایو اکتیو واپاشی کنند، تا آن زمان اشغال شده اند. در غیر این صورت ، این مسأله به هستة ناپایدار ، محیطی پایدار را وابسته می سازد. مقدار ، که یک جرم هسته ای مؤثر در هر الکترون آزاد است،

در اثنای تراکم افزایش می یابد. وقتی که انرژی فرمی به Mev 24 برسد، چگالی p برابر ۳-gcm 5/11 10 بوده و تقریباً برابر ۱/۳ است. در این حالت، نوترونهای آزاد از نظر انرژی مناسب می شوند، به گونه ای که افزایش بیشتر چگالی به افزایش جزئی چگالی نوترون منجر می شود و نیز به طور عملی ثابت بودن چگالی یونها و ثابت بودن انرژی فرمی الکترون در مقدار mev 24 را شامل می شود.

همچنان که چگالی افزایش می یابد، Ef نیز افزایش می یابد تا این که واکنش به سرعت به وقوع بیپوندد و رنده شدن الکترونها به درون هسته باعث رمبش هسته مرکزی می شود، زیرا طول نمی کشد که فشار الکترون دیگر به میزان کافی افزایش نمی یابد. (در طول انقباض) .

در شکل منحنی ستارگان که دارای۱۲ C و ۵۶ F هستند، یک جرم بهینه در pc را نشان می دهد، و این مقداری است که معکوس واپاشی بتا در آن رخ می دهد، و افزایش می یابد. در قسمت پایین سمت راست ، منحنی برای نوترونهای آزاد نمایش داده شده است. این منحنی دارای بهینه ای درست در ۳- gcm 15 10 pe~ است.

درک دلیل این مقدار بهینه نسبتاً ساده است به شرط آن که ما جرم مورد انتظار را به ترتیب بر اساس گاز نوترون غیر نسبیتی در مرز نسبیتی محاسبه کنیم. (Sa67 )
هسته های ستارگان نوترونی وزین، احتمالاً شامل انواع مزونها، باریونها و هیپرونها به اضافه نوترونها هستند. در چنین توده هایی با چگالی بسیار زیاد، عموماً اثرات وابسته نیز می بایستی در نظر گرفته شوند، زیرا به عنوان مثال، نظریة نیوتون بعدها برای انرژی پتانسیل ، بی معنا شد.

این ناحیه از جالبترین قسمت ها است، زیرا از نظر پتانسیلی در این آخرین مراحل است که یک ستاره، با تبدیل یک مقدار زیاد از جرم به نوعی از انرژی تابشی را متوقف می کند؛ که شاید از نوع گرانشی باشد انرژی خود را از دست می دهد.

آن گاه ستاره تبدیل به یک حفره سیاه می شود. با این وجود، قبل از آنکه ما به این آخرین مرحله رگ ستاره ای برگردیم، ارزش آن را دارد که تعدادی از فرضیات مهمی را که از آنها چشم پوشی کرده ایم، ذکر کنیم.

در چگالیهای خیلی بالا که ستاران نوترونی را در بر می گیرد، هستة خود را به صورت شبکة کریستالی شکل می دهد. بنابراین معادله حالت خصوصیات ساختاری را که ما فرض کرده ایم، قطعاً صحیح نیستند. در بخشهایی از ستارگان نوترونی یک حالت ابرستاره ممکن است وجود داشته باشد. الگوی، یک قشر جامد هستة شناور در یک لایة ابر اشاره را به تصویر می کشد. به طور خلاصه انواعی از فازهای کریستالی یا سیال ممکن است در اعمال مختلف یک ستاره وجود داشته باشند. این مطالب باید قبل از آن که ما نسبت به درک ساختار ستارگانی نوترونی، شکایت داشته باشیم، کاملاً فهمیده شوند (Sa70a,Ru71b ) .

موضوع مهم دیگر، میدان مغناطیسی است. اگر ستاره ای نظیر خورشید به شعاع حدود چند کیلومتر رمبش می کرد. منظور کرد.
ما همچنین می دانیم یک ستاره معمولی که به طور ناگهانی رمبش می کند، برای آن اندازة حرکت زاویه ای ثابت بماند، مجبور به چرخش سریع است.

در ناحیة اطراف یک ستارة نوترونی، عامل میدان مغناطیسی به سرعت در حال چرخش را، ذرات باردار با شتاب برای انرژی پرتو کیهانی و شاید تابش انرژی چرخش ستاره در نظر می گیرند. احتمالاً ، چرخش بر ساختار ستاره نیز تأثیر می گذارد ، زیرا تقارن کامل کرونی دیگر صادق نخواهد بود.

اگر سحابی خرچنگ ، نماینده ای برای ستارة نوترونی، ستارة تپنده و پدیدة نواختری باشد، ملاحظه می شود که همه دارای ریشه های مشترکی اند. البته ممکن است تعدادی فرآیندهای مختلف وجود داشته باشند که به انفجارات نواختری منجر بشوند، زیرا تعداد مختلفی از نمونه های ابر نواختری مشاهده شده اند. شاید تنها بعشضی از این انواع مختلف،

به شکل گیری ستارگان نوترونی و تپنده منجر شود. ممکن است موارد دیگر مسؤول شکل یری عناصر سنگین و بازگشتشان به محیط بین ستاره ای باشد (Arf70 ) ، آن هم بدون آن که الزاماً یک باقی مانده متراکم تولید کنند. در حقیقت این موضوع ، تمامی سؤالات در خصوص ارتباط درونی ابونواختر با نواختر معمولی یا بازشتی را، با سحابی سیاره ای که تودة بزرگی از جرم را به بیرون رانده اند و یک ستارة داغ مرکزی را از خود باقی گذاشته اند، در بر می گیرد.

اینها چگونه به یکدیگر مربوطند؟ آیا یک عامل تعیین کننده میان یک کوتولة سفید و نسبتاً مرگ یک ستاره نوترونی وجود دارد، موضوعی که جرم نهایی ستاره کمتر یا بیشتر از جرم حدی چاندار اسخار باشد (ch64a ) ؟ ما هنوز نمی دانیم.

شکل . چگالی و ساختار کوتولة سفید و ستارگانی نوترونی. نمودار سمت چپ الگوی یک کوتولة سفید است. قسمت هاشور خورده روی نمودار سمت راست معرف یک ستارة نوترونی است. توجه داشته باشید که شعاع کوتولة سفید تقریباً km 640 است،

در حالی که شعاع یک ستاره نوترونی تنها km 15 است (بیابود رادرمن Ru71b ) در مرکز ستاره نوترونی ما انتظار داریم که مزونها و هیپرونها را پیدا کنیم. (چاپ مجدد با مجوز از رادرمن، «کتاب ستارگان جامد» حق چاپ ۱۹۷۱، توسط مؤسسة علمی آمریکا، حق چاپ محفوظ است).