Войти
Смоделированный вид нейтронной звезды , гравитационно линзирующей фон, делая он выглядит искаженным. 
Излучение от быстро вращающегося пульсара PSR B1509-58 заставляет близлежащий газ испускать рентгеновские лучи (золото) и освещает остальную часть туманность , видимая здесь в инфракрасном (синий и красный). A нейтронная звезда - это свернутое ядро массивная сверхгигантская звезда, общая масса которой составляла от 10 до 25 солнечных масс, возможно, больше, если звезда была особенно богата металлами. Нейтронные звезды - самые маленькие и самые плотные звездные объекты, за исключением черных дыр и гипотетических белых дыр, кварковых звезд и странных звезд. Нейтронные звезды имеют радиус порядка 10 километров (6,2 мили) и массу около 1,4 массы Солнца. Они являются результатом взрыва сверхновой массивной звезды в сочетании с гравитационным коллапсом, который сжимает ядро мимо плотности белого карлика звезды до ядро атомных ядер.
После образования они больше не выделяют тепло и не охлаждают с течением времени; однако они все еще могут развиваться дальше посредством столкновения или аккреции. Большинство базовых моделей этих объектов подразумевают, что нейтронные звезды почти полностью состоят из нейтронов (субатомные частицы без чистого электрического заряда и с массой немного большей, чем протоны ); электроны и протоны, присутствующие в нормальном веществе, объединяются, чтобы произвести нейтроны в условиях нейтронной звезды. Нейтронные звезды частично защищены от дальнейшего коллапса за счет давления нейтронного вырождения, явления, описываемого принципом исключения Паули, точно так же, как белые карлики против коллапса поддерживаются давлением вырождения электронов. Однако давления нейтронного вырождения само по себе недостаточно, чтобы удерживать объект больше 0,7 M☉, и ядерные силы отталкивания играют большую роль в поддержке более массивных нейтронных звезд. Если остаточная звезда имеет массу, превышающую предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова, равный примерно 2 солнечным массам, комбинация давления вырождения и ядерных сил недостаточна для поддержки нейтронной звезды и ее продолжает коллапсировать с образованием черной дыры.
Нейтронные звезды, которые можно наблюдать, очень горячие и обычно имеют температуру поверхности около 600000 К. Они настолько плотны, что спичечный коробок нормального размера, содержащий материал нейтронной звезды, имел бы вес около 3 миллиардов тонн, такой же вес, как кусок Земли размером 0,5 кубического километра (куб с краями около 800 метров) от поверхности Земли. Их магнитные поля в 10-10 (от 100 миллионов до 1 квадриллиона) раз сильнее магнитного поля Земли. Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды примерно в 2 × 10 (200 миллиардов) раз больше гравитационного поля Земли.
Когда ядро звезды коллапсирует, скорость ее вращения увеличивается в результате сохранения углового момента, и, следовательно, вновь образованные нейтронные звезды вращаются со скоростью до нескольких сотен раз в секунду. Некоторые нейтронные звезды испускают пучки электромагнитного излучения, благодаря чему их можно обнаружить как пульсары. Действительно, открытие пульсаров Джослин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш в 1967 году было первым наблюдательным предположением о существовании нейтронных звезд. Считается, что излучение пульсаров в основном исходит из областей вблизи их магнитных полюсов. Если магнитные полюса не совпадают с осью вращения нейтронной звезды, излучающий луч будет охватывать небо, а если смотреть с расстояния, если наблюдатель находится где-то на пути луча, он будет выглядеть как импульсы излучения исходящий из фиксированной точки в пространстве (так называемый «эффект маяка»). Самая быстро вращающаяся нейтронная звезда из известных - это PSR J1748-2446ad, которая вращается со скоростью 716 раз в секунду или 43000 оборотов в минуту, что дает линейную скорость на поверхности порядка 0,24 c (т. е. почти четверть скорости света ).
Считается, что в Млечном Пути находится около одного миллиарда нейтронных звезд, и как минимум несколько сотен миллионов - цифра, полученная путем оценки количества звезд, подвергшихся взрывам сверхновых. Однако большинство из них старые, холодные и очень мало излучают; большинство обнаруженных нейтронных звезд возникают только в определенных ситуациях, когда они излучают, например, если они являются пульсаром или частью двойной системы. Медленно вращающиеся и неаккрецирующие нейтронные звезды практически не обнаруживаются; однако после обнаружения космическим телескопом Хаббла звезды RX J185635−3754 было обнаружено несколько соседних нейтронных звезд, которые, по-видимому, испускают только тепловое излучение. Мягкие гамма-ретрансляторы предположительно относятся к типу нейтронных звезд с очень сильными магнитными полями, известных как магнетары, или, альтернативно, нейтронных звезд с ископаемыми дисками вокруг них.
Нейтронные звезды в двойных системах могут подвергаться аккреции, которая обычно делает систему яркой в рентгеновских лучах, в то время как материал, падающий на нейтронную звезду, может образовывать горячие точки, которые вращаются в и из поля зрения идентифицированы системы рентгеновских пульсаров. Кроме того, такая аккреция может «переработать» старые пульсары и потенциально заставить их набирать массу и раскручиваться до очень высоких скоростей вращения, образуя так называемые миллисекундные пульсары. Эти двойные системы будут продолжать развиваться, и в конечном итоге спутники могут стать компактными объектами, такими как белые карлики или сами нейтронные звезды, хотя другие возможности включают полное уничтожение компаньона через абляция или слияние. Слияние двойных нейтронных звезд может быть источником кратковременных гамма-всплесков и, вероятно, является сильным источником гравитационных волн. В 2017 году было произведено прямое обнаружение (GW170817 ) гравитационных волн от такого события, и гравитационные волны также были косвенно обнаружены в системе , где две нейтронные звезды вращаются вокруг друг друга.
Упрощенное представление для образование нейтронных звезд. Любая звезда главной последовательности с начальной массой более 8 раз превышающей массу Солнца (8 M☉ ) может дать нейтронную звезду. По мере того как звезда удаляется от главной последовательности, последующее ядерное сгорание приводит к образованию богатого железом ядра. Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активная зона должна поддерживаться только давлением вырождения. Дальнейшие отложения массы в результате горения снаряда приводят к тому, что активная зона превышает предел Чандрасекара. Давление электронного вырождения преодолевается, и ядро продолжает коллапсировать, вызывая рост температуры до более чем 5 × 10 К. При этих температурах происходит фотораспад (распад ядер железа на альфа-частицы посредством гамма-лучи высоких энергий). Когда температура поднимается еще выше, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны посредством захвата электронов, высвобождая поток нейтрино. Когда плотности достигают ядерной плотности 4 × 10 кг / м, комбинация сильной силы отталкивания и давления нейтронного вырождения останавливает сжатие. Падающая внешняя оболочка звезды останавливается и выбрасывается наружу потоком нейтрино, образующимся при рождении нейтронов, становясь сверхновой. Остаток - нейтронная звезда. Если остаток имеет массу больше 3 M☉, он коллапсирует дальше, превращаясь в черную дыру.
Поскольку ядро массивной звезды сжимается во время сверхновой типа II или a Тип Ib или Тип Ic сверхновая и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет большую часть своего углового момента. Но поскольку она имеет лишь крошечную часть радиуса своего родителя (и, следовательно, ее момент инерции резко снижен), нейтронная звезда формируется с очень высокой скоростью вращения, а затем в течение очень длительного периода времени она замедляется. Известны нейтронные звезды с периодами вращения от 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также дает ей очень высокую поверхностную гравитацию с типичными значениями в диапазоне от 10 до 10 м / с (более чем в 10 раз больше, чем у Земли ). Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что нейтронные звезды имеют космическую скорость в диапазоне от 100000 км / с до 150000 км / с, то есть от от одной трети до половины скорости света. Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающую материю до огромной скорости. Сила его удара, вероятно, разрушила бы составляющие атомы объекта, сделав всю материю идентичной, во многих отношениях, остальной части нейтронной звезды.
Нейтронная звезда имеет массу не менее 1,1 массы Солнца (M☉ ). Верхний предел массы нейтронной звезды называется пределом Толмана – Оппенгеймера – Волкова и обычно составляет около 2,1 M☉, но недавняя оценка устанавливает верхний предел на уровне 2,16 M☉. Максимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14 M☉для PSR J0740 + 6620, обнаруженных в сентябре 2019 г. Компактные звезды ниже предела Чандрасекара 1,39. M☉обычно белые карлики, тогда как компактные звезды с массой от 1,4 M☉до 2,16 M☉, как ожидается, будут нейтронными звездами, но существует интервал в несколько десятых солнечной массы, где массы нейтронных звезд с малой массой и белых карликов с большой массой могут перекрываться. Предполагается, что после 2,16 M☉звездный остаток преодолеет сильное силовое отталкивание и давление нейтронного вырождения, так что произойдет гравитационный коллапс, чтобы образовалась черная дыра, но наименьшая из наблюдаемых масса звездной черной дыры составляет около 5 M☉. Между 2,16 M☉и 5 M☉были предложены гипотетические звезды промежуточных масс, такие как кварковые звезды и электрослабые звезды, но не было показано, что их существование существует.
Температура внутри новообразованной нейтронной звезды составляет от 10 до 10 кельвина. Однако огромное количество испускаемых им нейтрино уносит столько энергии, что температура изолированной нейтронной звезды за несколько лет падает примерно до 10 кельвина. При этой более низкой температуре большая часть света, излучаемого нейтронной звездой, находится в рентгеновских лучах.
Некоторые исследователи предложили систему классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр (не путать с классами светимости Йеркса для невырожденных звезд) для сортировки нейтронных звезд. по их массе и скорости охлаждения: тип I для нейтронных звезд с низкой массой и скоростью остывания, тип II для нейтронных звезд с более высокой массой и скоростью охлаждения и предлагаемый тип III для нейтронных звезд с еще большей массой, приближающийся к 2 M☉, и с более высокими скоростями охлаждения и, возможно, кандидатами в экзотические звезды.
Нейтронные звезды имеют общую плотность от 3,7 × 10 до 5,9 × 10 кг / м (от 2,6 × 10 до 4,1 × 10 раз больше плотности Солнца), что сравнимо с приблизительной плотностью атомного ядра 3 × 10 кг / м. Плотность нейтронной звезды варьируется от примерно 1 × 10 кг / м в коре, увеличиваясь с глубиной, до примерно 6 × 10 или 8 × 10 кг / м (плотнее, чем ядро атома) глубже внутри. Нейтронная звезда настолько плотна, что одна чайная ложка (5 миллилитров ) ее материала имела бы массу более 5,5 × 10 кг, что примерно в 900 раз больше массы Великой пирамиды в Гизе. В огромном гравитационном поле нейтронной звезды эта чайная ложка материала весит 1,1 × 10 Н, что в 15 раз больше, чем Луна, если ее поместить на поверхность Земля. Вся масса Земли при плотности нейтронных звезд могла бы поместиться в сферу диаметром 305 м (размер Обсерватории Аресибо ). Давление увеличивается от 3,2 × 10 до 1,6 × 10 Па от внутренней коры к центру.
Уравнение состояния вещества при таких высоких плотностях точно не известно из-за теоретических соображений. трудности, связанные с экстраполяцией вероятного поведения квантовой хромодинамики, сверхпроводимости и сверхтекучести вещества в таких состояниях. Проблема усугубляется эмпирическими трудностями наблюдения характеристик любого объекта, который находится на расстоянии сотен парсек или дальше.
Нейтронная звезда обладает некоторыми свойствами атомного ядра, включая плотность (в пределах порядка величины) и то, что она состоит из нуклонов. Поэтому в научно-популярных публикациях нейтронные звезды иногда называют «гигантскими ядрами». Однако в остальном нейтронные звезды и атомные ядра совершенно разные. Ядро удерживается вместе сильным взаимодействием, тогда как нейтронная звезда удерживается вместе гравитацией. Плотность ядра однородна, в то время как нейтронные звезды, по прогнозам, состоят из нескольких слоев с различным составом и плотностью.
Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд колеблется от c. 10 до 10 тесла. Это на порядки больше, чем у любого другого объекта: для сравнения, в лаборатории было получено непрерывное поле 16 Тл, которого достаточно, чтобы левитировать живую лягушку за счет диамагнитной левитации. Вариации напряженности магнитного поля, скорее всего, являются основным фактором, который позволяет различать разные типы нейтронных звезд по их спектрам и объясняет периодичность пульсаров.
Нейтронные звезды, известные как магнетары имеют самые сильные магнитные поля, в диапазоне от 10 до 10 тесла, и стали широко принятой гипотезой для нейтронных звезд типов мягких гамма-ретрансляторов (SGR) и аномальных рентгеновских пульсаров (AXP). Магнитная плотность энергии поля 10 Тл является экстремальной, значительно превышая плотность масса-энергия обычного вещества. Поля такой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что вакуум становится двулучепреломляющим. Фотоны могут сливаться или разделяться на две части, и образуются виртуальные пары частица-античастица. Поле меняет энергетические уровни электронов, и атомы выталкиваются в тонкие цилиндры. В отличие от обычного пульсара, замедление вращения магнетара может напрямую приводиться в действие его магнитным полем, а магнитное поле достаточно сильное, чтобы нагружать кору до точки разрушения. Разломы коры вызывают звездотрясения, наблюдаемые как чрезвычайно яркие миллисекундные жесткие гамма-всплески. Огненный шар захватывается магнитным полем и появляется и исчезает из поля зрения при вращении звезды, что наблюдается как периодическое излучение мягкого гамма-ретранслятора (SGR) с периодом 5–8 секунд и длится несколько минут.
Происхождение сильного магнитного поля пока неясно. Одна из гипотез - это «замораживание потока» или сохранение первоначального магнитного потока во время образования нейтронной звезды. Если объект имеет определенный магнитный поток по площади его поверхности, и эта область сжимается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, то магнитное поле соответственно увеличивается. Точно так же коллапсирующая звезда начинается с гораздо большей площади поверхности, чем образовавшаяся нейтронная звезда, и сохранение магнитного потока приведет к гораздо более сильному магнитному полю. Однако это простое объяснение не полностью объясняет напряженность магнитного поля нейтронных звезд.
Гравитационное отклонение света нейтронной звездой. Из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности (каждый участок сетки представляет собой 30 на 30 градусов). В естественных единицах масса этой звезды равна 1, а ее радиус равен 4, что в два раза превышает ее радиус Шварцшильда.Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды примерно в 2 × 10 раз сильнее чем на Земле, примерно 2,0 × 10 м / с. Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и отклоняет излучение, испускаемое нейтронной звездой, так, что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми. Если радиус нейтронной звезды составляет 3GM / c или меньше, то фотоны могут быть захвачены на орбите, что делает всю поверхность этой нейтронной звезды видимой с одной точки обзора вместе с дестабилизирующим фотоном. орбиты на расстоянии 1 радиуса звезды или ниже.
Часть массы звезды, которая коллапсирует, образуя нейтронную звезду, высвобождается при взрыве сверхновой, из которого она образовалась (согласно закону эквивалентности массы и энергии, E = mc). Энергия исходит от гравитационной энергии связи нейтронной звезды.
Следовательно, гравитационная сила типичной нейтронной звезды огромна. Если объект упадет с высоты одного метра на нейтронную звезду радиусом 12 километров, он достигнет земли со скоростью около 1400 километров в секунду. Однако даже до удара приливная сила вызовет спагеттификацию, разбивая любой обычный объект на поток материала.
Из-за огромной силы тяжести замедление времени между нейтронной звездой и Землей является значительным. Например, восемь лет могло пройти на поверхности нейтронной звезды, а на Земле прошло бы десять лет, не считая эффекта замедления времени из-за ее очень быстрого вращения.
Релятивистские уравнения состояния нейтронной звезды описывают отношение радиуса к массе для различных моделей. Наиболее вероятные радиусы для данной массы нейтронной звезды заключены в скобки моделями AP4 (наименьший радиус) и MS2 (наибольший радиус). BE - отношение массы гравитационной энергии связи, эквивалентной наблюдаемой гравитационной массе нейтронной звезды в "M" килограммов с радиусом "R" метров,
При текущих значениях
и массы звезды "M", обычно кратные одной солнечной массе,
тогда релятивистская дробная энергия связи нейтронной звезды составляет
![{\ displaystyle BE = {\ frac {886.0 \, M_ {x}} {R _ {\ left [{\ text {в метрах}} \ right]} - 738,3 \, M_ {x}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5b058a4041d5daeb99cf9e41cb47624268193e2a)
2 M☉нейтронная звезда не будет компактнее, чем радиус 10 970 метров (модель AP4). Тогда его массовая доля гравитационной энергии связи будет 0,187, -18,7% (экзотермическая). Это не близко к 0,6 / 2 = 0,3, −30%.
Уравнение состояния нейтронной звезды еще не известно. Предполагается, что он существенно отличается от уравнения состояния белого карлика, уравнение состояния которого соответствует уравнению состояния вырожденного газа, которое можно описать в тесном соответствии с специальной теорией относительности. Однако с нейтронной звездой нельзя больше игнорировать усиление эффектов общей теории относительности. Было предложено несколько уравнений состояния (FPS, UU, APR, L, SLy и другие), и текущие исследования все еще пытаются ограничить теории, чтобы сделать предсказания вещества нейтронной звезды. Это означает, что связь между плотностью и массой полностью не известна, и это вызывает неопределенность в оценках радиуса. Например, нейтронная звезда 1,5 M☉может иметь радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 км (для EOS FPS, UU, APR или L соответственно).
Поперечное сечение нейтронная звезда. Плотности выражены в единицах ρ 0 плотности ядерной материи насыщения, где нуклоны начинают соприкасаться. Текущее понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но можно сделать вывод некоторые детали получены из исследований осцилляций нейтронной звезды. Астеросейсмология, исследование, применяемое к обычным звездам, может выявить внутреннюю структуру нейтронных звезд путем анализа наблюдаемых спектров звездных колебаний.
Современные модели показывают, что материя в Поверхность нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер, раздробленных в твердую решетку, с морем электронов, текущих через промежутки между ними. Возможно, что ядра на поверхности представляют собой железо из-за высокой энергии связи железа на нуклон. Также возможно, что тяжелые элементы, такие как железо, просто погружаются под поверхность, оставляя только легкие ядра, такие как гелий и водород. Если температура поверхности превышает 10 кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая может существовать в более холодных нейтронных звездах (температура <10 kelvin).
«Атмосфера» нейтрона Предполагается, что звезда имеет толщину не более нескольких микрометров, а ее динамика полностью контролируется магнитным полем нейтронной звезды. Под атмосферой можно встретить твердую «корку». Эта кора чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальными неровностями поверхности ~ 5 мм) из-за сильного гравитационного поля.
Двигаясь внутрь, можно встретить ядра с постоянно растущим числом нейтронов; такие ядра будут быстро распадаться на Земле, но остаются стабильными благодаря огромным давлениям. продолжается на увеличивающейся глубине, нейтронный поток становится непреодолимым, и концентрация свободных нейтронов быстро увеличивается. В этой области есть ядра, свободные электроны и свободные нейтроны. Ядра становятся все более мелкими (гравитация y и давление, превышающее сильную силу ), пока не будет достигнута активная зона, по определению точка, где в основном существуют нейтроны. Ожидаемая иерархия фаз ядерной материи во внутренней коре была охарактеризована как «ядерная паста » с меньшим количеством пустот и более крупными структурами по направлению к более высоким давлениям. Состав сверхплотного вещества в ядре остается неопределенным. Одна модель описывает активную зону как сверхтекучую нейтронно-вырожденную материю (в основном нейтроны, с некоторыми протонами и электронами). Возможны более экзотические формы материи, включая вырожденную странную материю (содержащую странные кварки в дополнение к верхним и нижним кваркам ), материя содержащие высокоэнергетические пионы и каоны в дополнение к нейтронам, или сверхплотное кварк-вырожденное вещество.
Воспроизвести медиа Анимация вращающийся пульсар. Сфера в центре представляет нейтронную звезду, кривые указывают силовые линии магнитного поля, а выступающие конусы представляют зоны излучения. Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитному излучению. Нейтронные звезды обычно наблюдаются с помощью импульсов радиоволн и другого электромагнитного излучения, а нейтронные звезды, наблюдаемые с помощью импульсов, называются пульсарами.
Считается, что излучение пульсаров вызвано ускорение частиц вблизи их магнитных полюсов, которые не обязательно должны быть выровнены с осью вращения нейтронной звезды. Считается, что сильное электростатическое поле создается вблизи магнитных полюсов, что приводит к эмиссии электронов. Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий, что приводит к излучению кривизны , при этом излучение сильно поляризовано по направлению к плоскости кривизны. Кроме того, фотоны с высокой энергией могут взаимодействовать с фотонами с более низкой энергией и магнитным полем для образования электрон-позитронных пар, что посредством аннигиляции электрон-позитрон приводит к дальнейшему фотоны высоких энергий.
Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, может быть описано как магнитосферное излучение в отношении магнитосферы нейтронной звезды. Его не следует путать с излучением магнитного диполя, которое испускается, потому что магнитная ось не совмещена с осью вращения, частота излучения такая же. как частота вращения нейтронной звезды.
Если ось вращения нейтронной звезды отличается от магнитной оси, внешние наблюдатели будут видеть эти лучи излучения только тогда, когда магнитная ось направлена к ним во время вращения нейтронной звезды. Следовательно, наблюдаются периодические импульсы с той же скоростью, что и вращение нейтронной звезды.
В дополнение к пульсарам были идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя они могут иметь незначительные периодические изменения светимости. Похоже, это характерно для источников рентгеновского излучения, известных как центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCOs в SNRs), которые считаются молодыми, радиоспокойными изолированными нейтронными звездами.
Помимо радиоизлучения, нейтронные звезды также были идентифицированы в других частях электромагнитного спектра. Сюда входят видимый свет, ближний инфракрасный, ультрафиолет, рентгеновские лучи и гамма-лучи. Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как рентгеновские пульсары, если они имеют аккреционную энергию, а пульсары, обнаруженные в видимом свете, известны как оптические пульсары. Большинство обнаруженных нейтронных звезд, в том числе идентифицированных в оптических, рентгеновских и гамма-лучах, также излучают радиоволны; Crab Pulsar производит электромагнитное излучение во всем спектре. Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиоспокойными нейтронными звездами, радиоизлучение в которых не обнаружено.
Нейтронные звезды после своего образования вращаются очень быстро из-за сохранения углового момента; По аналогии с вращающимися фигуристами, тянущими руки на руки, медленное вращение ядра исходной звезды ускоряется по мере его сжатия. Новорожденная нейтронная звезда может вращаться много раз в секунду.
P – P-точечная диаграмма для известных пульсаров с вращением (красный), аномальных рентгеновских пульсаров (зеленый), высокий- пульсары, излучающие энергию (синий) и двойные пульсары (розовый) Со временем нейтронные звезды замедляются, поскольку их вращающиеся магнитные поля в действительности излучают энергию, связанную с вращением; У более старых нейтронных звезд на каждый оборот может уйти несколько секунд. Это называется замедлением вращения. Скорость, с которой нейтронная звезда замедляет свое вращение, обычно постоянна и очень мала.
Периодическое время (P) - это период вращения, время одного вращения нейтронной звезды. Скорость замедления вращения, скорость замедления вращения, затем обозначается символом 
Скорость замедления (P-точка) нейтронных звезд обычно находится в пределах диапазон от 10 до 10 с⋅с, при этом наблюдаемые нейтронные звезды с более коротким периодом (или более быстрым вращением) обычно имеют меньшую P-точку. По мере старения нейтронной звезды ее вращение замедляется (с увеличением P); в конечном итоге скорость вращения станет слишком медленной, чтобы привести в действие механизм радиоизлучения, и нейтронная звезда больше не будет обнаружена.
P и P-точка позволяют оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд. P и P-точка также могут использоваться для расчета характерного возраста пульсара, но дает оценку, которая несколько превышает истинный возраст, когда она применяется к молодым пульсарам.
P и P-точка могут также можно объединить с моментом инерции нейтронной звезды, чтобы оценить величину, называемую замедленной светимостью, которая обозначается символом 
P и P-точки также могут быть нанесены для нейтронных звезд, чтобы создать P-P-точечную диаграмму. Он кодирует огромный объем информации о населении пульсаров и его свойствах, и его значение для нейтронных звезд сравнивают с диаграммой Герцшпрунга – Рассела.
Скорость вращения нейтронной звезды может увеличиваться, этот процесс известен как раскрутка. Иногда нейтронные звезды поглощают вращающееся вещество от звезд-компаньонов, увеличивая скорость вращения и преобразовывая нейтронную звезду в сплюснутый сфероид. Это вызывает увеличение скорости вращения нейтронной звезды более чем в сто раз в секунду в случае миллисекундных пульсаров.
Самая быстро вращающаяся нейтронная звезда из известных в настоящее время, PSR J1748-2446ad, вращается со скоростью 716 оборотов в секунду. В статье 2007 года сообщалось об обнаружении осцилляции рентгеновской вспышки, которая обеспечивает косвенную оценку вращения нейтронной звезды XTE J1739-285 с частотой 1122 Гц с частотой 1122 Гц, что предполагает 1122 вращения в секунду. второй. Однако в настоящее время этот сигнал был замечен только один раз, и его следует рассматривать как предварительный, пока он не будет подтвержден еще одним всплеском от этой звезды.
Представление художника НАСА о «звездотрясении » или «звездном землетрясении». Иногда нейтронная звезда испытывает сбой, внезапное небольшое увеличение скорости его вращения или раскручивание. Считается, что сбои являются результатом звездотрясения - по мере замедления вращения нейтронной звезды ее форма становится более сферической. Из-за жесткости «нейтронной» коры это происходит в виде дискретных событий, когда кора разрывается, вызывая звездотрясение, подобное землетрясениям. После землетрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, а поскольку угловой момент сохраняется, ее скорость вращения увеличится.
Звездотрясения, происходящие в магнетарах, с возникающими в результате сбоями, является ведущей гипотезой для источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-ретрансляторы.
Однако недавние работы предполагают, что землетрясение не высвободит достаточно энергии для сбоя нейтронной звезды; Было высказано предположение, что сбои могут вместо этого быть вызваны переходами вихрей в теоретическом сверхтекучем ядре нейтронной звезды из одного метастабильного энергетического состояния в более низкое, высвобождая таким образом энергию, которая проявляется в увеличении скорости вращения.
Также сообщалось о «анти-глитче», внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. Это произошло в магнетаре, что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости замедления вращения. Современные модели нейтронных звезд не предсказывают такое поведение. Если причина была внутренней, это предполагает дифференциальное вращение твердой внешней коры и сверхтекучей составляющей внутренней структуры магнетара.
Центральная нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности.В настоящее время известно около 2000 нейтронных звезд в Млечном Пути и Магеллановых облаках, большинство из которых были обнаружены как радио пульсары. Нейтронные звезды в основном сконцентрированы вдоль диска Млечного Пути, хотя распространение перпендикулярно диску велико, потому что процесс взрыва сверхновой может придать новообразованной нейтронной звезде высокие поступательные скорости (400 км / с).
Некоторые из ближайших известных нейтронных звезд - это RX J1856.5−3754, что примерно в 400 световых годах от Земли, и PSR J0108− 1431 около 424 световых лет. RX J1856.5-3754 - член тесной группы нейтронных звезд под названием Великолепная семерка. Еще одна соседняя нейтронная звезда, которая была обнаружена на фоне созвездия Малой Медведицы, получила прозвище Калвера канадскими и американскими первооткрывателями в честь злодея из фильма 1960 года Великолепная семерка. Этот быстро движущийся объект был обнаружен с помощью.
Нейтронные звезды можно обнаружить с помощью современных технологий только на самых ранних этапах их жизни (почти всегда менее 1 миллиона лет), и их намного меньше, чем более старые нейтронные звезды, которые можно было бы обнаружить только по их излучению черного тела и гравитационным эффектам. на других звездах.
Circinus X-1 : рентгеновские световые кольца двойной нейтронной звезды (24 июня 2015 г.; Рентгеновская обсерватория Чандра )Около 5% из всех известных нейтронных звезд являются членами двойной системы. Образование и эволюция двойных нейтронных звезд могут быть сложным процессом. Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звездами главной последовательности, красные гиганты, белые карлики или другие нейтронные звезды. Согласно современным теориям эволюции двойных систем, ожидается, что нейтронные звезды также существуют в двойных системах с компаньонами из черных дыр. Слияние двойных систем, содержащих два нейтрона. звезды или нейтронная звезда и черная дыра наблюдались по излучению гравитационных волн.
Двойные системы, содержащие нейтронные звезды, часто испускают рентгеновские лучи, которые излучаются горячим газом, когда он падает на поверхность нейтронной звезды. Источником газа является звезда-компаньон, внешние слои которой может быть сорвана гравитационной силой нейтронной звезды, если две звезды находятся достаточно близко. Поскольку нейтронная звезда аккрецирует это газ, его масса может увеличиваться; при аккреции достаточной массы нейтронная звезда может коллапсировать в черную дыру.
Расстояние между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе сокращается по мере того, как излучаются гравитационные волны. В конечном итоге нейтронные звезды соприкоснутся и срастутся. Слияние двойных нейтронных звезд - одна из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков. Убедительное доказательство этой модели было получено из наблюдения килоновой, связанной с короткоживущим гамма-всплеском GRB 130603B, и, наконец, подтверждено обнаружением гравитационной волны GW170817 и короткой GRB 170817A от LIGO, Virgo и 70 обсерваторий, охватывающих электромагнитный спектр, наблюдающих за событием. Считается, что свет, излучаемый килоновой звездой, возникает в результате радиоактивного распада материала, выброшенного в результате слияния двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственным за производство многих из химических элементов помимо железа, в отличие от теории нуклеосинтеза сверхновых.
Художественная концепция планеты-пульсара с яркими полярными сияниями. Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты. Они могут быть оригинальными, околозубными, захваченными или результатом второго раунда формирования планет. Пульсары также могут отделить звезду от атмосферы, оставив остаток планетарной массы, который можно понимать как хтоническую планету или звездный объект, в зависимости от интерпретации. Для пульсаров такие планеты-пульсары могут быть обнаружены с помощью метода синхронизации пульсаров, который обеспечивает высокую точность и обнаружение планет гораздо меньшего размера, чем другие методы. Окончательно подтверждены две системы. Первыми из когда-либо обнаруженных экзопланет были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор около PSR B1257 + 12, обнаруженные в 1992–1994 годах. Из них Драугр - самая маленькая из когда-либо обнаруженных экзопланет с массой вдвое больше Луны. Другая система - это PSR B1620−26, где околоземная планета вращается вокруг двойной системы нейтронная звезда-белый карлик. Также есть несколько неподтвержденных кандидатов. Планеты-пульсары получают мало видимого света, но имеют огромное количество ионизирующего излучения и звездного ветра высокой энергии, что делает их довольно враждебной средой.
Первое прямое наблюдение нейтронной звезды в видимом свете. Нейтронная звезда - это RX J1856.5−3754.На собрании Американского физического общества в декабре 1933 года (труды были опубликованы в январе 1934 года), Уолтер Бааде и Фриц Цвикки предположил существование нейтронных звезд менее чем через два года после открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком. В поисках объяснения происхождения сверхновой они предварительно предположили, что при взрывах сверхновых обычные звезды превращаются в звезды, состоящие из чрезвычайно плотно упакованных нейтронов, которые они назвали нейтронными звездами. Бааде и Цвикки в то время правильно предположили, что высвобождение гравитационной энергии связи нейтронных звезд приводит в действие сверхновую: «В процессе сверхновой масса в объеме аннигилирует». Считалось, что нейтронные звезды слишком тусклые, чтобы их можно было обнаружить, и над ними не проводилось мало работы до ноября 1967 года, когда Франко Пачини указал, что если нейтронные звезды вращаются и имеют большие магнитные поля, то электромагнитные волны будут быть испущенным. Без его ведома радиоастроном Энтони Хьюиш и его научный сотрудник Джоселин Белл в Кембридже вскоре должны были обнаружить радиоимпульсы от звезд, которые, как сейчас полагают, являются сильно намагниченными, быстро вращающимися нейтронными звездами. известные как пульсары.
В 1965 году Энтони Хьюиш и Сэмюэл Окой обнаружили «необычный источник высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности ». Этим источником оказался Крабовидный пульсар, образовавшийся в результате большой сверхновой 1054.
. В 1967 г. Иосиф Шкловский исследовал рентгеновские и оптические наблюдения Scorpius X-1 и правильно пришел к выводу, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции.
В 1967 году Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш открыли регулярные радиоимпульсы. из PSR B1919 + 21. Этот пульсар позже был интерпретирован как изолированная вращающаяся нейтронная звезда. Источником энергии пульсара является энергия вращения нейтронной звезды. Большинство известных нейтронных звезд (около 2000, по состоянию на 2010 год) были открыты как пульсары, излучающие регулярные радиоимпульсы.
В 1971 г. Риккардо Джаккони, Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили 4,8-секундные пульсации в источнике рентгеновского излучения в созвездие Центавр, Cen X-3. Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источник энергии является гравитационным и возникает в результате газового дождя, падающего на поверхность нейтронной звезды от звезды-компаньона или межзвездной среды.
В 1974 г. Энтони Хьюиш был удостоен Нобелевской премии по физике «за решающую роль в открытии пульсаров» без Джоселин Белл, которая участвовала в
В 1974 году Джозеф Тейлор и Рассел Халс открыли первый двойной пульсар, PSR B1913 + 16, который состоит из двух нейтронов. звезды (одна из которых выглядит как пульсар) вращаются вокруг своего центра масс. Общая теория относительности Альберта Эйнштейна предсказывает, что массивные объекты на коротких двойных орбитах должны излучать гравитационные волны, и, следовательно, их орбита должна со временем затухать. Это действительно наблюдалось, в точности как предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году Тейлор и Халс были удостоены Нобелевской премии по физике за это открытие.
В 1982 году Дон Бакер и его коллеги открыли первый пульсар миллисекунд, PSR B1937 + 21. Этот объект вращается 642 раза в секунду, что накладывает фундаментальные ограничения на массу и радиус нейтронных звезд. Позднее было обнаружено много миллисекундных пульсаров, но PSR B1937 + 21 оставался самым быстро вращающимся из известных пульсаров в течение 24 лет, пока не был открыт PSR J1748-2446ad (который вращается более 700 раз в секунду).
В 2003 году Марта Бургай и ее коллеги открыли первую двойную нейтронную звездную систему, в которой оба компонента можно обнаружить как пульсары, PSR J0737−3039. Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных тестов общей теории относительности, некоторые из которых имеют беспрецедентную точность.
В 2010 году и его коллеги измерили массу миллисекундного пульсара PSR J1614-2230 и составили 1,97 ± 0,04 M☉, используя задержку Шапиро. Это было значительно выше, чем масса любой нейтронной звезды, измеренной ранее (1,67 M☉, см. PSR J1903 + 0327 ), и налагает сильные ограничения на внутренний состав нейтронных звезд.
В 2013 году Джон Антониадис и его коллеги измерили массу PSR J0348 + 0432 и составили 2,01 ± 0,04 M☉, используя белый карлик спектроскопия. Это подтвердило существование таких массивных звезд другим методом. Кроме того, это позволило впервые проверить общую теорию относительности с использованием такой массивной нейтронной звезды.
В августе 2017 года LIGO и Virgo впервые обнаружили гравитационные волны, создаваемые сталкивающимися нейтронными звездами.
В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B, a Событие гамма-всплеска, обнаруженное в 2015 году, может быть напрямую связано с историческим GW170817 и связано со слиянием двух нейтронных звезд. Сходства между двумя событиями с точки зрения излучения гамма-лучей, оптического и рентгеновского, а также природы связанного хоста галактики, "поразительны", предполагая, что оба отдельных события могут быть результатом слияния нейтронных звезд, и оба могут быть килоновой звездой, что может быть более распространено во Вселенной, чем по словам исследователей.
В июле 2019 года астрономы сообщили, что новый метод определения постоянной Хаббла и устранения несоответствия более ранних методов был предложен на основе слияние пар нейтронных звезд после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817. Их измерение постоянной Хаббла составляет 70,3 + 5,3. -5,0 (км / с) / Мпк.
Различные типы нейтронных звезд (24 июня 2020 г.) 
Изображение диска вокруг нейтронной звезды RX J0806.4-4123, сделанное художником. 
Воспроизвести медиа Нейтронные звезды c сохранение 500 000 масс Земли в сфере диаметром 25 км (16 миль)
Воспроизвести медиа 
Воспроизвести медиа Столкновение нейтронных звезд
 | На Викискладе есть материалы, связанные с Нейтронные звезды. |
