脈沖星規模為50萬分之一

這篇文章的目的是展示脈沖星固體大小和形狀的近似比例為20萬分之一和50萬分之一。在這些比例尺中，你可以將它們與小行星和moo進行比較。這是因為脈沖星大部分是中子星，是大質量恒星超新星的殘余，比太陽更大，壓縮成直徑幾公里的球體?！懊}沖星”一詞源于“脈沖星”，因為它們的輻射是由脈沖調制的地球發出的。這是因為它們在高速旋轉，它們的磁場每轉一圈（每秒幾次）就會扭曲它們的輻射。在這些速度下，人們注意到恒星是由于離心力而變扁的。為了得到這種扁率，我使用了MATLAB R2016a和Maclaurin和Jacobi橢球的公式，將中子星繞成一圈，就好像有均勻的神一樣。對于某些中子sta來說，這可能是真的，但是很難準確地知道每種情況下的真實成分，而且模擬起來也很麻煩，所以將本文中模型的形狀作為假設。在其中一些情況下，脈沖星的質量和/或大小是未知的。對于這些情況，我任意選擇了平均質量為1.4個太陽質量，平均半徑為10公里。僅針對最近由Riley（2019）所述的PSR J0030 045，它繪制了一些表面特征，這些特征是發光點，表示為凹陷，僅用于演示目的。 文件名說明：name_1_x_10_y.stl是1:x*10y。因此，1_6_10_7是1:600000000或6000萬分之一。 PSR B1919 21“LGM-1” 擬合脈沖星的發現，是中子sta存在的擬合證據。只有這樣的物體才能產生高速旋轉的脈沖信號。在發現其真實性質之前，有人認為它可能是來自外星文明的人造信號。這種可能性很快就被排除了，因為發現了類似的脈動性sta。之后，它被昵稱為“LGM-1”（小綠人）。 類型：中子星。脈沖星。 與太陽的距離：1000里。 轉動周期：1.3373s 組成：退化物質。原子核。 神：7.193x1014克/立方厘米。 尺寸：約20公里 型號比例：1:2x105（10cm）1:5x105（4cm） PSR J0030 0451號 這是一個合適的脈沖星，從中可以解決一些表面特征。由于在表面附近有強大的引力，從中子星遠側發射出來的光轉向觀察者，產生了同時看到其表面一半以上的凌空和高空的效果?？梢姷奶卣魇莾蓚€或三個亮點，那些似乎是更熱的地區。它們的性質仍然是未知的，但是它們可以幫助理解中子sta所涉及的物理。 類型：中子星。脈沖星。 與太陽的距離：1060年。 旋轉周期：4.87ms 組成：退化物質。原子核。 神：約3.1x1014克/立方厘米。 距離：26.04公里 型號比例：1:2x105（13cm）1:5x105（5cm） （PSR B1257 12）巫妖 巫妖星是已知的擁有行星的合適的脈沖星，它證實了任何恒星或恒星殘余的系外行星。它們按距離的順序被命名為德拉格、北極星和菲比托，是目前已知質量最小的系外行星。它們是在搏動期延遲后發現的，但它們并不具有恒星殘余的特征，因此無法知道確切的大小。盡管如此，它們確實使這個小中子星矮化了。恒星殘骸不被認為有它們原來的行星，因為形成它們的超新星必須穿過它們進入地球內部的介質。這些行星 類型：中子星。脈沖星。 到太陽的距離：2300英里。 旋轉周期：6.219ms 組成：退化物質。原子核。 神：約5.84x1014克/立方厘米。 尺寸：約20公里 型號比例：1:2x105（10cm）1:5x105（4cm） PSR J1012 5307號 這顆脈沖星繞著白矮星運行。這顆sta殘骸比中子sta大數百倍，盡管更輕。這是因為中子sta是比白矮星大的sta的殘余。當白矮星達到錢德拉塞卡極限（約1.44個太陽質量）的質量時，它將坍縮成一個近似原子核神的物體，成為中子星。 類型：中子星。脈沖星。 到太陽的距離：2740里。 旋轉周期：5.3 ms 組成：退化物質。原子核。 神：2.3x1014克/立方厘米。 距離：約30公里 模型比例尺：1:2x105（15cm）1:5x105（6cm） PSR J0737-3039甲 脈沖可以有任何類型的伴侶，包括其他脈沖。這是PSR J0737?3039的情況，一對中子sta每隔兩個半小時相互繞軌道運行。兩個磁極都指向地球。其中一個脈沖星的磁場可以阻擋另一個脈沖星的光線，形成獨特的日食。 類型：中子星。脈沖星。 與太陽的距離：3750里。 旋轉周期：22.7 ms 組成：退化物質。原子核。 神：？克/立方厘米。 二聚體：？公里 模型比例尺：1:2x105（15cm）1:5x105（6cm） PSR J0737-3039乙 由于進動，這個組件現在是不可見的。它將在2035年“回歸”。系統的軌道周期在引力波發射后衰減。這種能量的損失將導致肺動脈在85年左右合并。 類型：中子星。脈沖星。 到太陽的距離：3750里。 軌道：PSR J0737?3039A 眼眶周期：2小時27分 轉動周期：2.773s 組成：退化物質。原子核。 神：？克/立方厘米。 二聚體：？公里 模型比例尺：1:2x105（15cm）1:5x105（6cm） （PSR B0531 21）蟹狀脈沖星 這個脈沖星的發現有助于把這個天體的起源和超新星的殘余星云聯系起來。這顆超新星發生在1054年，它是肉眼可見的，獨立地記錄在世界各地。由此產生的星云是目前最年輕、研究最多的星云之一。 類型：中子星。脈沖星。 與太陽的距離：6525里。 旋轉周期：33.5 ms 組成：退化物質。原子核。 神：9.5x1014克/立方厘米。 尺寸：約20公里 型號比例：1:2x105（10cm）1:5x105（4cm） 普審J0348 0432 這是已知最重的中子星，有2.01個太陽質量，它由一顆低質量的白矮星圍繞軌道運行。這個2小時27分的近軌道，加上靜止物質的不對稱分布，形成了一個引力波的共束源，有助于天文學家檢驗廣義相對論。 類型：中子星。脈沖星。 到太陽的距離：6850里。 旋轉周期：39.12 ms 組成：退化物質。原子核。 神：4.4x1014克/立方厘米。 距離：約26公里 型號比例：1:2x105（13cm）1:5x105（5cm） 郵政編碼B1937 21 這是發現的最合適的毫秒脈沖星，也是最快的脈沖星之一。這種脈沖有幾毫秒的旋轉周期。在這種角速度下，即使恒星的神是不均勻的，致密的物體也會變形成一個Maclaurin球體，一個扁圓球體（一個軸較短），兩極扁平。有人懷疑，一顆質量約為谷神星的矮行星，以及一個小行星帶，圍繞著這個脈沖星運行。 類型：中子星。脈沖星。 到太陽的距離：11750里。 旋轉周期：1.55ms 組成：退化物質。原子核。 神：？克/立方厘米。 二聚體：？公里 模型比例尺：1:2x105（15cm）1:5x105（6cm） PSR J1748-2446ad型 這是已知最快的中子星，也是最快的恒星質量物體。物體表面的線速度是光速的四分之一。由于其旋轉速度快，極半徑比赤道半徑短30%。它由一個大的（太陽直徑的5倍）和輕的（0.14個太陽質量）物體繞軌道運行，可能達到脈沖星的羅氏極限，為它提供能量，并幫助維持和增加其快速旋轉。如果沒有反饋，由于重力波的作用，每一個脈沖星的自轉速度都會逐漸減慢。當恒星自轉足夠低時，它的形狀會變得更為球形，產生“星震”，從而使脈沖星旋轉周期出現異常。 類型：中子星。脈沖星。 到太陽的距離：18000英里。 旋轉周期：1.395ms 組成：退化物質。原子核。 神：3.36x1014克/立方厘米。 尺寸：約25公里 型號比例：1:2x105（13cm）1:5x105（5cm） XTE J1739-285型 人們認為這顆中子星有一個脈沖周期，但這些測量是虛假的，不可重復的。如果這段時間是真的，那將是已知最短的，不到一毫秒。在這種速度下，恒星的角動量使麥克勞林球體的形狀比雅各比橢球更具能量，因此恒星被觀察到后一種形式。標準化的角動量與Haumea相似，因此它們的形狀必須相似，盡管它們的質量、神和自旋在不同的量級上有所不同。這種理論形狀的軸對稱性使恒星自身發出引力波。這顆恒星是夸克恒星的候選者，一個由夸克連接在一起，形成一個巨大的亞原子粒子的物體。另一種可能性是它有一個被規則原子核包圍的夸克物質核。 類型：中子星。 到太陽的距離：39000英里。 旋轉周期：0.8913ms？ 組成：退化物質。原子核。 神：5.5x1014克/立方厘米。 距離：約22公里 型號比例：1:2x105（11cm）1:5x105（5cm） 工具書類 二元毫秒脈沖星PSR中中子星的質量 J1012þ5307。卡拉南。1998年。 PSRJ1012 5307精密定時和強場GR試驗。拉扎迪斯。2018年。 對PSR J0030 0451的一個更好的看法：毫秒脈沖星參數估計。萊利。2019年。 PSRJ1012þ5307：比看上去年輕。伯德里。1998年。 三軸中子sta——一種可能的引力輻射源。波納佐拉。1996年。 關于中微子恒星結構和毫秒脈沖星。哈丁。1983年。 用于MATLAB的Surf-to-STL函數。 其他天體 對象 比例尺[1:x] 圖像 內行星和moo 水銀 60米，120米 金星 60米、120米、250米