NEUTRON STARS-ΑΣΤΕΡΕΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

Αντωνίου Ευστάθιος

Τ.Ε.Μ.Φ.Ε

1)ΕΙΣΑΓΩΓΗ :ΖΩΗ ΤΩΝ ΑΣΤΡΩΝ

Οι αστέρες νετρονίων είναι ένα από τα δυνατά στάδια στη ζωή ενός άστρου. Θα αναφερθούμε εδώ στη ζωή των άστρων ώστε να δούμε την προέλευση των αστέρων νετρονίων.

Ένας κίτρινος αστέρας μάζας Μ=κΜήλιου όπου 1<=κ<=8 περνάει από τα εξής στάδια:

Αρχικά είναι ένα σταθερό κίτρινο άστρο. Όταν αρχίζει να τελειώνει το υδρογόνο στο εσωτερικό του αρχίζει να μεγαλώνει και να μικραίνει εκπέμποντας αέρια μέχρις ότου φτάσει στο μέγιστο μέγεθός του όπου πλέον ονομάζεται κόκκινος γίγας.(Για παράδειγμα όταν ο ήλιος μας γίνει κόκκινος γίγας θα «καταπιεί» τη γη).Σε αυτό το στάδιο η εσωτερική δομή του άστρου είναι ασταθής  και ο πυρήνας του εκρήγνυται δημιουργώντας συνήθως ένα πλανητικό νεφέλωμα (planetary nebula).Απομένει ένα μικρό άστρο που λέγεται λευκός νάνος (white dwarf).

Για γαλάζιους αστέρες μάζας Μ>8Μήλιου αλλάζει μόνο το τέλος της ζωής τους. Όταν γίνονται κόκκινοι υπεργίγαντες (supergiant) μέσα στο εσωτερικό τους δημιουργείται ένας πυρήνας από σίδηρο ο οποίος όταν καταρρεύσει δημιουργεί μια πολύ δυνατότερη έκρηξη, την ”supernova”.Πιθανά αποτελέσματα της εκρήξεως αυτής είναι λευκοί νάνοι, αστέρες νετρονίων και μαύρες τρύπες. Οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες  είναι δηλαδή λευκοί νάνοι που έχουν καταρρεύσει λόγω της μεγαλύτερης «συμπίεσης» που προκάλεσε η έκρηξη. Γι’ αυτό οι λευκοί νάνοι και οι αστέρες νετρονίων έχουν παραπλήσιες ιδιότητες και θ’ αναφερθούμε συχνά σ’ αυτούς. Το όριο Chandrasekhar,που αναφέρεται στην μάζα του αστέρα που απομένει μετά την έκρηξη ,είναι αυτό που καθορίζει αν θα έχουμε μαύρη τρύπα, αστέρα νετρονίων ή λευκό νάνο.

 2)ΑΣΤΕΡΕΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

       α)Γενικά χαρακτηριστικά

       -Οι αστέρες νετρονίων είναι λοιπόν αστέρες που έχουν καταρρεύσει  λόγω βαρύτητας.

       Το όριο Chandrasekhar είναι Μ_ch=3M_ήλιου άρα αν το άστρο που απομένει μετά την έκρηξη έχει μάζα >3Μ_ήλιου γίνεται μαύρη τρύπα ενώ για μάζα μεταξύ 1,8Μ_ήλιου και 3Μ_ήλιου γίνεται αστέρας νετρονίων. Προφανώς για μάζα Μ<1,8Μήλιου το άστρο γίνεται λευκός νάνος.

       -‘Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα των αστέρων νετρονίων τόσο μικρότερη είναι η διάμετρός τους. Η ακτίνα τους είναι κοντά στην ακτίνα των άσπρων νάνων.R_ns R_wd 10,6km.

       -Η πυκνότητά τους είναι τεράστια και μεγαλύτερη απ’ τη πυκνότητα του πυρήνα του ατόμου ρ_ns>p_nu.Γι’ αυτό αντίθετα με τους λευκούς νάνους (ρ_ns<p_nu),τα e δεν αντιστέκονται στη βαρύτητα. Μπορούμε να πούμε ότι τα νετρόνια «ακουμπάνε» μεταξύ τους εφ΄ όσον στους πιο πυκνούς αστέρες νετρονίων η απόσταση μεταξύ των νετρονίων είναι 0,7fm ενώ η ακτίνα των νετρονίων είναι 0,5fm.Η πυκνότητα αυτή αντιστοιχεί στην πυκνότητα ενός κύβου πλευράς 1cm στον οποίο θα είχαμε βάλει όλο τον ανθρώπινο πληθυσμό! Η μέγιστη πυκνότητα ενός αστέρα νετρονίων είναι ρ_max=5.10⁵g/cm³ το λεγόμενο σημείο συμπίεσης «LOV crushing point» που βρέθηκε από τους Landau, Oppenheimer και Volkoff. Για ρ>ρ_max έχουμε ανισορροπίες στην εσωτερική δομή των αστέρων νετρονίων που καθιστούν αδύνατη την ύπαρξή τους.

       -Η βαρύτητα στην επιφάνειά τους g_ns είναι 190 δισεκατομμύρια φορές την g_γης. Αν θεωρήσουμε την μέγιστη μάζα ενός αστέρα νετρονίων Μmax Mch μπορούμε να υπολογίσουμε την μέγιστη ταχύτητα διαφυγής ενός αστέρα νετρονίων =0,65c. Προφανώς η Νευτώνεια μηχανική δεν επαρκεί για να εξηγήσει τη συμπεριφορά τους και χρειαζόμαστε τη βοήθεια της γενικής θεωρίας της σχετικότητας.

       -Το εσωτερικό τους αποτελείται από  νουκλεόνια (νετρόνια, πρωτόνια , ηλεκτρόνια).Όμως παρατηρήθηκε ότι 0 το οποίο σημαίνει ότι τα e έχουν και κινητική ενέργεια στο εσωτερικό.

      Μπορούμε να χωρίσουμε το εσωτερικό τους σε 4 μέρη:

      1.Εξωτερική κρούστα: Βαρείς πυρήνες (π.χ ) και σχετικιστικά εκφυλισμένα e.(e με ταχύτητες v ώστε ο λόγος v/c να μην είναι ασήμαντος και που έχουν την ίδια ενέργεια)

      2.Εσωτερική κρούστα: Πυρήνες με περισσότερα νετρόνια (π.χ ), e και σχετικιστικά

 εκφυλισμένα e και superfluid-υπερρευστά  νετρόνια (με εσωτερική τριβή ασήμαντη). Στο τέλος της εσωτερικής κρούστας  έχουμε ρ ρ_nuc οπότε τα άτομα διασπόνται.

     3.Εσωτερικό: υπερρευστά νετρόνια, υπεραγώγιμα και υπερρευστά πρωτόνια.

     4.Πυρήνας: Δεν είμαστε βέβαιοι ίσως έχουμε στοιχειώδη σωματίδια.

    β)Ιδιότητες

 Θερμοκρασία:

Οι αστέρες νετρονίων έχουν πολύ μεγάλη θερμοκρασία αφού δημιουργούνται «μέσα» στη supernova.Αρχικά έχουν Τ= Κ. Μέσα σε μια μέρα λόγω πυρηνικών αντιδράσεων η θερμοκρασία πέφτει στους Κ ενώ μετά από περίπου 100 χρόνια είναι Κ. Μόνο αφού περάσουν 10000 χρόνια σταθεροποιείται η ακτίνα και η θερμοκρασία στους Κ.

Γενικά η θερμοκρασία στους αστέρες ακολουθεί μια  πτώση της μορφής:

Η φωτεινότητα των αστέρων νετρονίων είναι περίπου ίση με τη φωτεινότητα του ήλιου, που θεωρείται μικρό άστρο. Η φωτεινότητά τους είναι μεγάλη αν σκεφτούμε ότι το μέγεθος ενός αστέρα νετρονίων είναι πρακτικά μηδενικό σε σχέση με το μέγεθος του ήλιου.

 Μαγνητικό πεδίο-Magnetars:

Μία επίσης πολύ σημαντική ιδιότητα των αστέρων νετρονίων είναι τα ισχυρά μαγνητικά πεδία τους. Οι αστέρες νετρονίων που έχουν πολύ ισχυρά μαγνητικά πεδία της τάξεως των 10¹⁴,10¹⁵ G (όπου 1Gauss = ) και περιστρέφονται λέγονται magnetars.Το ποσοστό των magnetars δεν είναι γνωστό, ξέρουμε όμως ότι αποτελούν από 10% έως 50% των αστέρων νετρονίων.

Θα υπολογίσουμε τώρα την μέγιστη τιμή του μαγνητικού πεδίου των αστέρων νετρονίων  τύπου magnetars:

θεωρούμε τη μαγνητική ροή σε επιφάνεια dA

H μαγνητική ροή μαγνητικού πεδίου μέσα από επιφάνεια S δίνεται από το επιφανειακό ολοκλήρωμα: όπου Β το διάνυσμα του μαγνητικού πεδίου.

¨Όμως αν αγνοήσουμε τη γεωμετρία του μαγνητικού πεδίου και θεωρήσουμε ότι το πεδίο είναι ακτινικό κι άρα το διάνυσμα Β είναι παράλληλο με το διάνυσμα dA  έχουμε  (η παραδοχή αυτή μπορεί να γίνει αφού η γωνία που σχηματίζει το Β με το dA είναι μικρή). Για να προσδιορίσουμε το μέγιστο μαγνητικό πεδίο των αστέρων νετρονίων θα τους συγκρίνουμε με τους άσπρους νάνους για τους οποίους γνωρίζουμε ότι  η τιμή του μέγιστου μαγνητικού πεδίου που έχει παρατηρηθεί είναι . Μπορούμε να θεωρήσουμε ότι ένας αστέρας νετρονίων είναι ένας άσπρος νάνος που έχει καταρρεύσει. Όμως μαγνητική ροή μέσα από μια επιφάνεια σ’ έναν άστρο όταν καταρρέει διατηρείται, άρα η μαγνητική ροή ενός άσπρου νάνου όταν αυτός έχει καταρρεύσει σε αστέρα νετρονίων διατηρείται . Η ιδιότητα αυτή πρωτοπαρατηρήθηκε στον ήλιο όπου μετά από τις ηλιακές αναλαμπές (solar flares) οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου αποκαθίστανται. Οι ηλιακές αναλαμπές διαρκούν από μερικά λεπτά έως και πάνω από μία ώρα και ελευθερώνουν μεγάλα ποσά ενέργειας της τάξεως των 10³⁰ ergs (1erg=10 ^-7 J),ακτίνες Χ, ακτίνες Γ και εκπέμπουν φορτισμένα σωματίδια (οι λεγόμενες κοσμικές ακτίνες-cosmic waves).Μπορούμε δηλαδή να θεωρήσουμε τις ηλιακές αναλαμπές σαν μικρές supernova.Οι μηχανισμοί που αποκαθιστούν τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου στον ήλιο μετά από τις ηλιακές αναλαμπές δουλεύουν και σε πολύ υψηλότερες ενέργειες άρα και κατά τη μετατροπή ενός άσπρου νάνου σ’ έναν αστέρα νετρονίων. Απ’ την παραπάνω ιδιότητα μπορούμε να γράψουμε:  (όπου R_wd και R_ns  γνωστά ).Η τιμή αυτή αποτελεί ένα μέγιστο και όχι μια τυπική τιμή του μαγνητικού πεδίου ενός αστέρα νετρονίων (εφ’ όσον πήραμε το μέγιστο B_wd),όμως παραμένει εκπληκτικά μεγάλη αν τη συγκρίνουμε με μερικές χαρακτηριστικές τιμές μαγνητικών πεδίων :

Το μαγνητικό πεδίο δημιουργείται από τη μεγάλη θερμοκρασία που έχουν οι αστέρες νετρονίων στην αρχή της ζωής τους. Η μεγάλη αυτή θερμοκρασία προκαλεί την ανύψωση νετρονίων σε υγρή μορφή (superfluid).Η κίνηση αυτή δημιουργεί το μαγνητικό πεδίο.

   Περιστροφή-Pulsars:

Πολλοί αστέρες νετρονίων περιστρέφονται πολύ γρήγορα με περιόδους της τάξεως του millisecond,T=O(millisecond).Η γρηγορότερη περίοδος που έχει παρατηρηθεί είναι T = 0,0016 sec .

 Οι αστέρες νετρονίων μετονομάζονται σε Pulsars όταν η περιστροφική κίνησή τους προκαλεί επαναληπτικές εκπομπές φωτός, ραδιοφωνικών σημάτων, φορτισμένων σωματιδίων (κυρίως e), ακτίνων X και ακτίνων Γ (φωτόνια υψηλής ενέργειας). Μάλιστα οι φυσικοί νόμιζαν στην αρχή ότι οι εκπομπές των ραδιοφωνικών σημάτων αυτών ήταν σήματα εξωγήινης νοημοσύνης. Η εκπομπή ακτίνων Γ γίνεται λόγω των σεισμών (starquakes) στην επιφάνεια του Pulsar (που οφείλονται και στο μαγνητικό πεδίο) και είναι η μεγαλύτερη παρατηρήσιμη πηγή ενέργειας στο σύμπαν. Η εκπομπή ακτίνων Χ γίνεται λόγω της μεγάλης θερμοκρασίας και του υψηλού μαγνητικού πεδίου. Επίσης η εκπομπή ακτίνων Χ ελαττώνεται με το χρόνο διότι όπως είδαμε πέφτει η θερμοκρασία των αστέρων νετρονίων. Οι εκπομπές αυτές γίνονται από το βόρειο και νότιο μαγνητικό πόλο των pulsars.Το μαγνητικό πεδίο των pulsars είναι 100 φορές ασθενέστερο απ’ αυτό των magnetars όμως παραμένει πολύ ισχυρό.

Είναι φανερό ότι οι κυριότερες εκπομπές των pulsars που είναι οι εκπομπές ακτίνων Χ και Γ οφείλονται εν μέρει και στο ισχυρό μαγνητικό πεδίο των αστέρων νετρονίων.

Η περιστροφική κίνηση των pulsars σε συνδυασμό με το ισχυρό μαγνητικό πεδίο τους  προκαλεί το φαινόμενο της «cyclotron radiation» ή ακτινοβολία κύκλοτρου και «synchrotron radiation» ή ακτινοβολία συγχρότρου. Κάποια  e της εξωτερικής κρούστας (που όπως είδαμε έχουν ήδη μια αρχική ταχύτητα λόγω της κινητικής τους ενέργειας) επιταχύνονται από το μαγνητικό πεδίο λόγω της δύναμης Lorentz  εκπέμποντας ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Τα e αποκτούν ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα του φωτός  c,και οι αστέρες νετρονίων λειτουργούν με παρόμοιο τρόπο όπως τα εργαστηριακά  κύκλοτρα και σύγχροτρα.

Ένα άλλο χαρακτηριστικό φαινόμενο των pulsars είναι ότι  εντοπίζονται συνήθως «μόνα» τους διότι οι βίαιες εκπομπές τους διώχνουν τα άλλα άστρα. Επίσης οι εκπομπές αυτές κάνουν τα pulsars τα γρηγορότερα άστρα στο σύμπαν διότι τα επιταχύνουν πολύ γρήγορα .

Σχέση μαγνητικού πεδίου και περιόδου:

Το ισχυρό μαγνητικό πεδίο και η περιστροφή των αστέρων νετρονίων σχετίζονται μεταξύ τους εφ’ όσον όπως θα δούμε το μαγνητικό πεδίο επηρεάζει την περίοδο .

Το 1979 μετρήθηκε η περίοδος του Pulsar N49 στη supernova του μεγάλου σύννεφου του Μαγγελάνου και βρέθηκε μικρότερη από την θεωρητικά αναμενόμενη τιμή. Το Ν49 είναι νέος αστέρας νετρονίων ενώ μια τέτοια περίοδος αντιστοιχεί σε πολύ παλαιότερο αστέρα.

Μετά από 10 χρόνια βρέθηκε ότι  η περίοδος αυτών των Pulsar έπεφτε λόγω του πανίσχυρου μαγνητικού πεδίου τους Β = 800τρισεκατομύρια G.Σε ένα τέτοιο μαγνητικό πεδίο η θερμοκρασία του άστρου και η ένταση των εκπομπών ακτίνων Χ παραμένει σταθερή. Επίσης η κίνηση του μαγνητικού πεδίου κομματιάζει την κρούστα του Pulsar με αποτέλεσμα να έχουμε σεισμούς , starquakes  και εκπομπές ακτίνων Γ .Άρα η εκπομπή ακτίνων Χ και Γ θα έπρεπε να παραμένει σταθερή κι όχι να πέφτει με μεγαλύτερο ρυθμό απ’ ότι θα προβλεπόταν λόγω της πτώσης της θερμοκρασίας. Όμως η ανωμαλία αυτή εξηγείται απ’ το γεγονός ότι οι θραύσεις της κρούστας του Pulsar προκαλούν και βίαια σεισμικά κύματα που ταράζουν την επιφάνεια δημιουργώντας βροχές από σωματίδια στην επιφάνεια του αστέρα. Έτσι δημιουργούνται απώλειες ενέργειας που επηρεάζουν την περίοδο του αστέρα νετρονίων. Αντίθετα στα συνηθισμένα Pulsar παρ’ όλο τους σεισμούς η κρούστα παραμένει συνεκτική. Έτσι τα λεγόμενα magnestar δεν παρατηρούνται εύκολα διότι λόγω της έντονης σεισμικής δραστηριότητας η περίοδός τους επιβραδύνεται  γρηγορότερα από την επιβράδυνση λόγω πτώσης θερμοκρασίας με αποτέλεσμα να είναι πολύ γρήγορα αόρατα. Για αυτό τα παρατηρούμενα Pulsar έχουν μαγνητικό πεδίο < (μέγιστο) που βρήκαμε πριν. Έτσι εξηγείται το γεγονός ότι σε πολλά υπολείμματα από πρόσφατες supernova όπου μετρώντας την έντασή της εκρήξεώς τους θα περιμέναμε να υπάρχει ένας αστέρας νετρονίων magnestar,δεν βρίσκουμε τίποτα διότι οι αστέρες αυτοί είναι νεκροί, μη ενεργοί πλέον

γ)Εντοπισμός

Οι αστέρες νετρονίων εντοπίζονται συνήθως από τις εκπομπές ενέργειάς που παράγουν (αν είναι τύπου pulsar) οι οποίες αυξάνουν τη φωτεινότητά τους. Και πάλι όμως οι εκπομπές δεν είναι πάντα παρατηρήσιμες λόγω της μεγάλης απόστασης μεταξύ των άστρων. Πολλοί παράγοντες μπορεί να απορροφήσουν ενέργεια σ’ αυτό το χώρο. Οι μόνες εκπομπές που δεν επηρεάζονται είναι οι ακτίνες Χ και Γ.

Οι αστέρες νετρονίων βρίσκονται συνήθως στο κέντρο της supernova απ’ την οποία προήλθαν. Όμως αν περάσουν 10⁵ χρόνια η supernova κινείται με πρακτικά μηδενική ταχύτητα ενώ αντίθετα όπως είδαμε οι αστέρες νετρονίων επιταχύνονται και κινούνται πολύ γρήγορα. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα να είναι δύσκολο να αποφανθούμε από ποια supernova προήλθε ο αστέρας νετρονίων. Για παράδειγμα το Vela pulsar πιστεύεται ότι προήλθε από την supernova Vela, εξού και το όνομά του, όμως οι αστροφυσικοί δεν είναι σίγουροι λόγω αυτής της «μετατόπισης».Αντίθετα το Crab pulsar προέρχεται από μια πρόσφατη supernova εφ’ όσον βρίσκεται ακόμα στο κέντρο του νεφελώματος « Crab nebula ».

Ένας τρόπος εντοπισμού των pulsars είναι μέσω της φασματικής ανάλυσης του φωτός σε περιοχές όπου πιστεύεται ότι είναι πιθανή η ύπαρξη ενός pulsar (π.χ: μέσα σε πλανητικά νεφελώματα-απομεινάρια από supernova).

.

δ)Αστέρες νετρονίων και μαύρες τρύπες

Την μελέτη των αστέρων νετρονίων  βοήθησαν πολύ οι λευκοί νάνοι που έχουν παραπλήσιες ιδιότητες. Όπως είδαμε ένας αστέρας νετρονίων είναι ένας λευκός νάνος που έχει καταρρεύσει και μια μαύρη τρύπα είναι ένας αστέρας νετρονίων που έχει καταρρεύσει (εκπέμποντας ακτίνες Γ).Οι μαύρες τρύπες λοιπόν έχουν ακόμα ισχυρότερο πεδίο βαρύτητας και μεγαλύτερη πυκνότητα από τους αστέρες νετρονίων.

Ένα εργαλείο που έχουμε για τις μαύρες τρύπες είναι η μελέτη παραπλήσιων φαινομένων υψηλών ενεργειών όπως τα φαινόμενα που παρατηρούνται στους αστέρες νετρονίων. Οι μαύρες τρύπες εντοπίζονται συνήθως από την ακτινοβολία ακτίνων Χ που παράγει η ύλη όταν τις πλησιάζει λόγω της πολύ μεγάλης θερμοκρασίας. Το ενδιαφέρον είναι η ακτινοβολία αυτή ,λόγω της ύλης γύρω απ’ τη μαύρη τρύπα, μοιάζει πολύ με την ακτινοβολία των pulsars.Μετρήθηκε μάλιστα και περίοδος εκπομπής ακτίνων Χ σε μερικές μαύρες τρύπες ,η ύλη δηλαδή μερικές φορές περιστρέφεται γύρω απ’ αυτή πριν χαθεί . Αυτό δείχνει ότι μερικές μαύρες τρύπες περιστρέφονται. Οι περιστρεφόμενες μαύρες τρύπες προέρχονται από pulsar και οι κανονικές μαύρες τρύπες από μη περιστρεφόμενους αστέρες νετρονίων. 

Σημαντικότερη ίσως ιδιότητα τους είναι η τερατώδης βαρύτική τους. Είναι τόσο μεγάλη που η ταχύτητα διαφυγής είναι μεγαλύτερη από τη ταχύτητα του φωτός v_esc> c κι άρα R<R_sch (όπου R_sch η ακτίνα που πρέπει να έχει ένα άστρο μάζας Μ ώστε v_esc = c ,  )

Οι μαύρες τρύπες είναι σημεία άπειρης πυκνότητας ,σημαία μοναδικότητας (singularity) (γι’ αυτό είναι «αόρατες»).Αν ίσχυε ο συλλογισμός που κάναμε προηγούμενος για να βρούμε το μαγνητικό πεδίο των αστέρων νετρονίων και στις μαύρες τρύπες τότε αυτό θα ήταν προφανώς μεγαλύτερο απ’ το μαγνητικό πεδίο ενός αστέρα νετρονίων (κι άρα το μεγαλύτερο μαγνητικό πεδίο στο σύμπαν) Σε αναλογία με τη σχέση που βγάλαμε προηγουμένως, το μαγνητικό σε μια μαύρη τρύπα θα είναι .Προφανώς δεν έχει μετρηθεί ένα τέτοιο πεδίο εφ’ όσον ακόμα και η ύπαρξη των μαύρων τρυπών βρίσκεται ακόμα σε αρκετά θεωρητικό επίπεδο.

ε)Επίλογος

Εξετάσαμε σε γενικές γραμμές την προέλευση και τις βασικότερες ιδιότητες των αστέρων νετρονίων. Απ’ αυτές σημαντικότερη είναι το μαγνητικό πεδίο τους το οποίο επηρεάζει τις περισσότερες ιδιότητες των αστέρων νετρονίων. Η μελέτη των αστέρων νετρονίων είναι σχετικά πρόσφατη και ακόμα πιο πρόσφατη είναι η μελέτη των magnetars. Η έρευνα σε αυτό τον τομέα είναι ανοιχτή. Η άγνωστη επιβράδυνση των magnetars που αναφέραμε εξηγήθηκε αλλά θα εξηγηθούν και οι υπόλοιπες εκπλήψεις όπως για παράδειγμα η ανεξήγητα μεγάλη περίοδος ενός magnetar που πρόσφατα παρατηρήθηκε στο νέφος του Μαγγελάνου; Δεν είναι τυχαίες οι μελέτες της NASA πάνω στο θέμα των αστέρων νετρονίων, τα άστρα αυτά ,που βρίσκονται στο μεταίχμιο των «κανονικών» άστρων και της ανατρεπτικής μαύρης τρύπας ,έχουν ακόμα να προσφέρουν πολλά στην επιστήμη.

στ)Πηγές

   -An introduction to modern astrophysics,Bradley-Dale

   -Pulsars,Smith

   -Proceedings of the intern school of physics «Enrico Fermi» High-Energy astrophysics

   -Αστρονομικό πρόγραμμα : Redshift 4

   -Sites :-science.nasa.gov

               -www.nature.com

           -www.sciam.com