1933 год — Теоретическое предсказание существования нейтронных звезд (В. Бааде, Ф. Цвикки).

Формирование:

Упрощенное представление о формировании нейтронных звездЛюбая звезда главной последовательности с начальной массой, превышающей в 8 раз массу Солнца (8 M☉), потенциально способна породить нейтронную звезду. 

По мере удаления звезды от главной последовательности при последующем сжигании ядра образуется ядро, богатое железом. Когда все ядерное топливо в ядре израсходовано, ядро должно поддерживаться только давлением вырождения. Дальнейшие отложения массы в результате сгорания оболочки приводят к тому, что ядро превышает предел Чандрасекара. Давление электронного вырождения преодолевается, и ядро продолжает разрушаться, повышая температуру более чем до 5×109 К. При этих температурах происходит фоторазрушение (расщепление ядер железа на альфа-частицы высокоэнергетическими гамма-лучами). По мере того, как температура поднимается еще выше, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны посредством электронного захвата, высвобождая поток нейтрино. Когда плотности достигают ядерной плотности 4×1017 кг/м3, сочетание сильной силы отталкивания и давления вырождения нейтронов останавливает сжатие. Разрушающаяся внешняя оболочка звезды останавливается и выбрасывается наружу потоком нейтрино, образующихся при создании нейтронов, превращаясь в сверхновую. Оставшийся остаток является нейтронной звездой. Если масса остатка превышает примерно 3 M☉, он продолжает сжиматься, превращаясь в черную дыру.

Поскольку ядро массивной звезды сжимается во время вспышки сверхновой II типа или типа Ib или типа Ic и коллапсирует в нейтронную звезду, оно сохраняет большую часть своего момента импульса в момент взрыва. Но, поскольку она имеет лишь крошечную долю радиуса своей родительницы (что резко уменьшает ее момент инерции), нейтронная звезда формируется с очень высокой скоростью вращения, а затем в течение очень длительного периода замедляется. Известны нейтронные звезды с периодами вращения примерно от 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также придает ей очень высокую поверхностную гравитацию, с типичными значениями в диапазоне от 1012 до 1013 м/с2 (более чем в 1011 раз больше, чем у Земли). Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что нейтронные звезды имеют скорость убегания, превышающую половину скорости света. Гравитация нейтронной звезды разгоняет падающее вещество до огромной скорости, а приливные силы вблизи поверхности могут вызвать превращение в спагетти.

Свойства:

Масса и температура.

Масса нейтронной звезды составляет не менее 1,1 массы Солнца (M☉). Верхний предел массы для нейтронной звезды называется пределом Толмана–Оппенгеймера–Волкоффа и обычно считается равным примерно 2,1 M☉, но недавняя оценка ставит верхний предел на уровне 2,16 M☉. Максимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14 M☉ для PSR J0740+6620, обнаруженного в сентябре 2019 года. Компактные звезды ниже предела ЧандрасекараM, равного 1,39 ☉, обычно являются белыми карликамиM, тогда как ожидается, что компактные звезды с массой от 1,4 ☉M до 2,16 ☉☉, являются нейтронными звездами, но существует интервал в несколько десятых солнечной массы, когда массы маломассивных нейтронных звезд и белых карликов большой массы совпадают. карлики могут накладываться друг на друга. Считается, что после 2,16 M☉ остаток звезды преодолеет сильное силовое отталкивание и давление вырождения нейтронов, так что произойдет гравитационный коллапс с образованием черной дыры, но наименьшая наблюдаемая масса звездной черной дыры составляет около 5 M☉. Между 2,16 M☉ и 5 M☉ были предложены гипотетические звезды средней массы, такие как кварковые звезды и электрослабые звезды, но не было показано, что ни одна из них не существует.

Температура внутри новообразованной нейтронной звезды составляет примерно от 1011 до 1012 кельвинов. Однако огромное количество испускаемых ею нейтрино уносит с собой столько энергии, что температура изолированной нейтронной звезды падает в течение нескольких лет примерно до 106 кельвинов. При такой низкой температуре большая часть света, генерируемого нейтронной звездой, находится в рентгеновских лучах.



Некоторые исследователи предложили систему классификации нейтронных звезд, использующую римские цифры (не путать с классами светимости Йеркса для невырожденных звезд) для сортировки нейтронных звезд по их массе и скоростям охлаждения: тип I для нейтронных звезд с низкой массой и скоростями охлаждения, тип II для нейтронных звезд с большей массой и скоростями охлаждения и предлагаемый тип III для нейтронных звезд с еще большей массой, приближающейся к 2 M☉, и с более высокими скоростями охлаждения и, возможно, кандидатов в экзотические звезды.

Плотность и давление.

Нейтронные звезды имеют общую плотность от 3,7×1017 до 5,9×1017 кг /м3 (от 2,6×1014 до 4,1×1014 плотности Солнца), что сопоставимо с приблизительной плотностью атомного ядра, равной 3×1017 кг / м3. Плотность нейтронной звезды варьируется примерно от 1×109 кг/м3 в коре — увеличивается с глубиной — примерно до 6×1017 или 8×1017 кг/м3 (плотнее атомного ядра) вглубь. Нейтронная звезда настолько плотна, что одна чайная ложка (5 миллилитров) ее вещества имела бы массу более 5,5×1012 кг, что примерно в 900 раз превышает массу Великой пирамиды в Гизе. В огромном гравитационном поле нейтронной звезды эта чайная ложка вещества весила бы 1,1×1025 Н, что в 15 раз превышает вес Луны, если бы она находилась на поверхности Земли. Вся масса Земли при плотности нейтронной звезды поместилась бы в сферу диаметром 305 м (размер телескопа Аресибо). Давление увеличивается от 3,2×1031 до 1,6×1034 Па от внутренней коры к центру.

Уравнение состояния вещества при таких высоких плотностях точно неизвестно из-за теоретических трудностей, связанных с экстраполяцией вероятного поведения квантовой хромодинамики, сверхпроводимости и сверхтекучести вещества в таких состояниях. Проблема усугубляется эмпирическими трудностями наблюдения характеристик любого объекта, находящегося на расстоянии сотен парсеков или дальше. Считается, что нейтронные звезды обладают высокой жесткостью земной коры и, следовательно, низким числом Лява.

Нейтронная звезда обладает некоторыми свойствами атомного ядра, включая плотность (в пределах порядка величины) и состоит из нуклонов. Поэтому в научно-популярной литературе нейтронные звезды иногда описываются как "гигантские ядра". Однако в других отношениях нейтронные звезды и атомные ядра совершенно различны. Ядро удерживается вместе за счет сильного взаимодействия, тогда как нейтронная звезда удерживается вместе за счет гравитации. Плотность ядра однородна, в то время как нейтронные звезды, по прогнозам, состоят из множества слоев с различным составом и плотностью.

Магнитное поле.

Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд колеблется от c. 104 до 10 тесла (Т). Это на порядки величины выше, чем у любого другого объекта: для сравнения, в лаборатории было достигнуто непрерывное поле в 16 Тл, которого достаточно, чтобы поднять в воздух живую лягушку благодаря диамагнитной левитации. Вариации напряженности магнитного поля, скорее всего, являются основным фактором, который позволяет различать различные типы нейтронных звезд по их спектрам и объясняет периодичность пульсаров.

Нейтронные звезды, известные как магнетары, обладают сильнейшими магнитными полями в диапазоне от 108 до 1011 Т, и стали широко принятой гипотезой для нейтронных звезд с мягкими гамма-повторителями (SGRS) и аномальными рентгеновскими пульсарами (AXP). Магнитная плотность энергии поля 108 Т является экстремальной, значительно превышая плотность массы-энергии обычной материи. Поля такой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что вакуум становится двулучепреломляющим. Фотоны могут сливаться или разделяться надвое, и образуются виртуальные пары частица-античастица. Поле изменяет уровни энергии электронов, и атомы сжимаются 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 вызвать напряжение коры до точки разлома. Трещины коры вызывают звездотрясения, наблюдаемые в виде чрезвычайно ярких миллисекундных вспышек жесткого гамма-излучения. Огненный шар захвачен магнитным полем и появляется и исчезает из поля зрения при вращении звезды, что наблюдается как периодическое излучение с мягким гамма-повторителем (SGR) с периодом 5-8 секунд и которое длится несколько минут.

Происхождение сильного магнитного поля пока неясно. Одна из гипотез заключается в "замораживании потока", или сохранении первоначального магнитного потока во время формирования нейтронной звезды. Если объект имеет определенный магнитный поток по площади своей поверхности, и эта площадь уменьшается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, то магнитное поле соответственно увеличится. Аналогично, коллапсирующая звезда начинается с гораздо большей площади поверхности, чем образующаяся нейтронная звезда, и сохранение магнитного потока привело бы к гораздо более сильному магнитному полю. Однако это простое объяснение не полностью объясняет напряженность магнитного поля нейтронных звезд.

Гравитация и уравнение состояния.

Гравитационное отклонение света у нейтронной звезды. 

Из-за релятивистского отклонения света видна 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, или в два раза больше радиуса Шварцшильда. Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды примерно в 2×1011 раз сильнее, чем на Земле, примерно в 2,0×1012 м /с2. Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и искажает излучение, испускаемое нейтронной звездой, так что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми. Если радиус нейтронной звезды равен 3GM/c2 или меньше, то фотоны могут быть захвачены на орбите, таким образом делая всю поверхность этой нейтронной звезды видимой с одной выгодной точки, наряду с дестабилизирующими фотонными орбитами на расстоянии 1 радиуса от звезды или ниже.

Часть массы звезды, которая коллапсирует с образованием нейтронной звезды, высвобождается при взрыве сверхновой, в результате которого она образуется (из закона эквивалентности массы и энергии, E = mc2). Энергия образуется за счет энергии гравитационной связи нейтронной звезды.

Следовательно, гравитационная сила типичной нейтронной звезды огромна. Если бы объект упал с высоты одного метра на нейтронную звезду радиусом 12 километров, он достиг бы земли со скоростью около 1400 километров в секунду. Однако еще до столкновения приливная сила привела бы к превращению в спагетти, превратив любой обычный объект в поток материала.

Из-за огромной гравитации замедление времени между нейтронной звездой и Землей значительно. Например, на поверхности нейтронной звезды может пройти восемь лет, в то время как на Земле прошло бы десять лет, не считая эффекта замедления времени из-за очень быстрого вращения звезды.

Релятивистские уравнения состояния нейтронной звезды описывают соотношение радиуса и массы для различных моделей. Наиболее вероятные радиусы для данной массы нейтронной звезды заключены в квадратные скобки моделями AP4 (наименьший радиус) и MS2 (наибольший радиус). EB - отношение массы энергии гравитационной связи, эквивалентное наблюдаемой гравитационной массе нейтронной звезды в M килограммов с радиусом R метров,

Учитывая текущие значения

и массы звезд "M", обычно сообщаемые как кратные одной массе Солнца,

тогда релятивистская дробная энергия связи нейтронной звезды равна

Нейтронная звезда с радиусом 2 M☉ не должна быть более компактной, чем 10 970 метров (модель AP4). Энергия гравитационной связи ее массовой доли тогда составляла бы 0,187, -18,7% (экзотермическая). Это не близко к 0,6 / 2 = 0,3, -30%.

Уравнение состояния нейтронной звезды пока неизвестно. Предполагается, что она существенно отличается от белого карлика, уравнением состояния которого является уравнение вырожденного газа, которое может быть описано в тесном согласии со специальной теорией относительности. Однако в случае с нейтронной звездой усиление эффектов общей теории относительности больше нельзя игнорировать. Было предложено несколько уравнений состояния (FPS, UU, APR, L, SLy и другие), и текущие исследования все еще пытаются ограничить теории для предсказания вещества нейтронной звезды. Это означает, что соотношение между плотностью и массой полностью неизвестно, и это вызывает неопределенности в оценках радиуса. Например, 1,5 M☉ нейтронная звезда может иметь радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 километра (для EOS FPS, UU, APR или L соответственно).

Структура:

Поперечное сечение нейтронной звезды. Плотности выражены через ρ0 - плотность насыщенного ядерного вещества там, где нуклоны начинают соприкасаться.Современное понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но, возможно, удастся вывести некоторые детали путем изучения колебаний нейтронной звезды. Астеросейсмология, исследование, применяемое к обычным звездам, может выявить внутреннюю структуру нейтронных звезд путем анализа наблюдаемых спектров звездных колебаний.

Современные модели показывают, что вещество на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер, измельченных в твердую решетку с морем электронов, текущих через промежутки между ними. Возможно, что ядра на поверхности состоят из железа 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 106 кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая может существовать у более холодных нейтронных звезд (температура <106 кельвинов).

Предполагается, что толщина "атмосферы" нейтронной звезды составляет не более нескольких микрометров, и ее динамика полностью контролируется магнитным полем нейтронной звезды. Под атмосферой находится твердая "кора". Эта кора чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальными неровностями поверхности порядка миллиметров или меньше) из-за сильного гравитационного поля.

Продвигаясь внутрь, человек сталкивается с ядрами со все возрастающим количеством нейтронов; такие ядра быстро распадались бы на Земле, но сохраняются стабильными благодаря огромному давлению. Поскольку этот процесс продолжается на увеличивающихся глубинах, нейтронный поток становится подавляющим, и концентрация свободных нейтронов быстро возрастает. В этой области находятся ядра, свободные электроны и нейтроны. Ядра становятся все меньше (гравитация и давление превосходят сильное взаимодействие) до тех пор, пока не будет достигнуто ядро, по определению точка, в которой находятся в основном нейтроны. Ожидаемая иерархия фаз ядерного вещества во внутренней коре была охарактеризована как "ядерная паста" с меньшим количеством пустот и более крупными структурами по отношению к более высоким давлениям. Состав сверхплотной материи в ядре остается неопределенным. Одна модель описывает ядро как сверхтекучую нейтронно-вырожденную материю (в основном нейтроны, с небольшим количеством протонов и электронов). Возможны более экзотические формы материи, включая вырожденную странную материю (содержащую странные кварки в дополнение к верхним и нижним кваркам), материю, содержащую пионы высокой энергии и каоны в дополнение к нейтронам, или сверхплотную кварк-вырожденную материю.

Излучение:

Пульсары.

Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитному излучению. Обычно наблюдается, что нейтронные звезды испускают радиоволны и другое электромагнитное излучение, а нейтронные звезды, наблюдаемые с импульсами, называются пульсарами.

Считается, что излучение пульсаров вызвано ускорением частиц вблизи их магнитных полюсов, которые необязательно должны быть выровнены с осью вращения нейтронной звезды. Считается, что вблизи магнитных полюсов возникает сильное электростатическое поле, приводящее к эмиссии электронов. Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий поля, что приводит к излучению кривизны, причем излучение сильно поляризовано в направлении плоскости кривизны.Кроме того, фотоны высокой энергии могут взаимодействовать с фотонами более низкой энергии и магнитным полем для образования электрон-позитронных пар, что через электрон-позитронную аннигиляцию приводит к дальнейшим фотонам высокой энергии.

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, может быть описано как магнитосферное излучение по отношению к магнитосфере нейтронной звезды. Не следует путать с магнитным дипольным излучением, которое испускается из-за того, что магнитная ось не выровнена с осью вращения, при этом частота излучения совпадает с частотой 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 в их сторону во время вращения нейтронной звезды. Следовательно, наблюдаются периодические импульсы с той же скоростью, что и вращение нейтронной звезды.

В мае 2022 года астрономы сообщили о сверхдлиннопериодической радиоизлучающей нейтронной звезде PSR J0901-4046, обладающей свойствами вращения, отличными от известных нейтронных звезд.Неясно, как генерируется ее радиоизлучение, и это ставит под сомнение современное понимание того, как эволюционируют пульсары.

Непульсирующие нейтронные звезды.

В дополнение к пульсарам были также идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя они могут иметь незначительные периодические изменения светимости. По-видимому, это характеристика источников рентгеновского излучения, известных как центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCOS в SNRs), которые считаются молодыми изолированными нейтронными звездами с радиошумным режимом.

Спектры.

В дополнение к радиоизлучению, нейтронные звезды также были обнаружены в других частях электромагнитного спектра. Сюда входят видимый свет, ближняя инфракрасная область, ультрафиолет, рентгеновские лучи и гамма-лучи. Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как рентгеновские пульсары, если они вызваны аккрецией, в то время как пульсары, наблюдаемые в видимом свете, известны как оптические пульсары. Большинство обнаруженных нейтронных звезд, включая те, которые идентифицированы в оптических, рентгеновских и гамма-лучах, также излучают радиоволны; Крабовидный пульсар производит электромагнитное излучение по всему спектру. Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиошумящими нейтронными звездами, у которых не обнаружено радиоизлучения.

Вращение:

Нейтронные звезды вращаются чрезвычайно быстро после их образования из-за сохранения углового момента; по аналогии с фигуристами, тянущими коньки на руках, медленное вращение ядра исходной звезды ускоряется по мере его сжатия. Новорожденная нейтронная звезда может вращаться много раз в секунду.

Вращение вниз.

P–P-точечная диаграмма для известных пульсаров с вращением (красная), аномальных рентгеновских пульсаров (зеленая), пульсаров с высокоэнергетическим излучением (синяя) и двойных пульсаров (розовая)Со временем нейтронные звезды замедляются, поскольку их вращающиеся магнитные поля фактически излучают энергию, связанную с вращением; старым нейтронным звездам может потребоваться несколько секунд на каждый оборот. Это называется замедлением вращения. Скорость, с которой нейтронная звезда замедляет свое вращение, обычно постоянна и очень мала.

Периодическое время (P) - это период вращения, время за один оборот нейтронной звезды. Затем скорости замедления вращения присваивается символ  (P-точка), производная от P по времени. Определяется как периодическое увеличение времени в единицу времени; это безразмерная величина, но может быть задана в единицах измерения s⋅ s -1 (секунды в секунду).

Скорость замедления вращения (P-точка) нейтронных звезд обычно находится в диапазоне от 10-22 до 10-9 с⋅ с-1, при этом наблюдаемые нейтронные звезды с более коротким периодом (или вращающиеся быстрее) обычно имеют меньшую P-точку. По мере старения нейтронной звезды ее вращение замедляется (по мере увеличения P); в конечном счете скорость вращения станет слишком низкой, чтобы задействовать механизм радиоизлучения, и нейтронную звезду больше нельзя будет обнаружить.

P и P-точка позволяют оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд. P и P-dot также могут быть использованы для вычисления характерного возраста пульсара, но дают оценку, которая несколько превышает истинный возраст, когда она применяется к молодым пульсарам.

P и P-точка также могут быть объединены с моментом инерции нейтронной звезды для оценки величины, называемой светимостью вращения, которой присваивается символ  (E-точка). Это не измеренная светимость, а скорее рассчитанная скорость потери энергии вращения, которая проявлялась бы в виде излучения. О нейтронных звездах, у которых светимость при замедлении вращения сравнима с реальной светимостью, говорят, что нейтронные звезды "питаются от вращения". Наблюдаемая светимость Крабовидного пульсара сравнима со светимостью при замедлении вращения, что подтверждает модель, согласно которой кинетическая энергия вращения питает излучение от него. Для нейтронных звезд, таких как магнетары, где фактическая светимость превышает светимость при замедлении вращения примерно в сто раз, предполагается, что светимость обусловлена магнитной диссипацией, а не вращением.

P и P-точка также могут быть нанесены на нейтронные звезды для создания диаграммы P–P-точка. Она кодирует огромное количество информации о населении пульсаров и их свойствах, и ее сравнивают с диаграммой Герцшпрунга–Рассела по ее важности для нейтронных звезд.

Вращение вверх.

Скорости вращения нейтронной звезды могут увеличиваться, этот процесс известен как раскручивание. Иногда нейтронные звезды поглощают находящееся на орбите вещество от звезд-компаньонов, увеличивая скорость вращения и превращая нейтронную звезду в сплюснутый сфероид. Это приводит к увеличению скорости вращения нейтронной звезды более чем в сто раз в секунду в случае миллисекундных пульсаров.

Самая быстро вращающаяся из известных в настоящее время нейтронных звезд, PSR J1748-2446ad, совершает оборот со скоростью 716 оборотов в секунду. В статье 2007 года сообщалось об обнаружении рентгеновского всплеска колебаний, который обеспечивает косвенную меру вращения, в 1122 Гц от нейтронной звезды XTE J1739-285,[65], что предполагает 1122 оборота в секунду. Однако в настоящее время этот сигнал был замечен только один раз и должен рассматриваться как предварительный, пока не будет подтвержден другой вспышкой от этой звезды.

Сбои и звездотрясения.

 Считается, что сбои являются следствием 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, создавая звездотрясение, подобное землетрясениям. После звездотрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, и поскольку угловой момент сохраняется, скорость ее вращения увеличилась.

Звездотрясения, происходящие в магнетарах, с возникающим в результате сбоем, являются ведущей гипотезой для источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-повторители.

Недавняя работа, однако, предполагает, что звездотрясение не высвободило бы достаточной энергии для сбоя нейтронной звезды; было высказано предположение, что сбои могут быть вызваны переходами вихрей в теоретическом сверхтекучем ядре нейтронной звезды из одного метастабильного энергетического состояния в более низкое, тем самым высвобождая энергию, которая проявляется в увеличении скорости вращения.

Защита от сбоев.

Сообщалось также об антиглюче, внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. Это произошло в магнетаре 1E 2259+586, что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости вращения. Современные модели нейтронных звезд не предсказывают такое поведение. Если причина была внутренней, это предполагает дифференциальное вращение твердой внешней коры и сверхтекучего компонента внутренней структуры магнетара.

Население и расстояния:

В настоящее время в Млечном Пути и Магеллановых облаках насчитывается около 3200 известных нейтронных звезд, большинство из которых были обнаружены как радиопульсары............ Нейтронные звезды в основном сосредоточены вдоль диска Млечного Пути, хотя их распространение перпендикулярно диску велико, поскольку процесс взрыва сверхновой может придать новообразованной нейтронной звезде высокие поступательные скорости (400 км/с).

Одними из ближайших известных нейтронных звезд являются RX J1856.5-3754, которая находится примерно в 400 световых годах от Земли, и PSR J0108-1431 примерно в 424 световых годах. RX J1856.5-3754 входит в тесную группу нейтронных звезд, называемых Великолепной семеркой. Другая близлежащая нейтронная звезда, которая была обнаружена на фоне созвездия Малой Медведицы, была названа канадскими и американскими первооткрывателями Кальвера в честь злодея из фильма 1960 года "Великолепная семерка". Этот быстро движущийся объект был обнаружен с помощью каталога ярких источников ROSAT.

Нейтронные звезды обнаруживаются с помощью современных технологий только на самых ранних стадиях их жизни (почти всегда менее 1 миллиона лет) и значительно превосходят по численности более старые нейтронные звезды, которые можно было бы обнаружить только благодаря их излучению черного тела и гравитационному воздействию на другие звезды.

Системы двойных нейтронных звезд:

Около 5% всех известных нейтронных звезд являются членами двойной системы. Формирование и эволюция двойных нейтронных звезд и двойных нейтронных звезд может быть сложным процессом. Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звездами главной последовательности, красными гигантами, белыми карликами или другими нейтронными звездами. Согласно современным теориям эволюции двойных систем, ожидается, что нейтронные звезды также существуют в двойных системах с черными дырами-компаньонами. Слияние двойных систем, содержащих две нейтронные звезды, или нейтронную звезду и черную дыру, наблюдалось благодаря излучению гравитационных волн.

Рентгеновские двойные.

Двойные системы, содержащие нейтронные звезды, часто излучают рентгеновское излучение, которое испускается горячим газом, падающим на поверхность нейтронной звезды. Источником газа является звезда-компаньон, внешние слои которой могут быть сорваны гравитационной силой нейтронной звезды, если две звезды находятся достаточно близко. По мере накопления нейтронной звездой этого газа ее масса может увеличиваться; если накопится достаточная масса, нейтронная звезда может коллапсировать в черную дыру.

Слияние двойных нейтронных звезд и нуклеосинтез.

Наблюдается, что расстояние между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе сокращается по мере излучения гравитационных волн. В конечном счете, нейтронные звезды соприкоснутся и объединятся. Слияние двойных нейтронных звезд является одной из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков. Убедительные доказательства в пользу этой модели были получены в результате наблюдения килоновой, связанной с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B, и окончательно подтвержденной обнаружением гравитационной волны GW170817 и короткого всплеска 170817A LIGO, Virgo и 70 обсерваториями, охватывающими электромагнитный спектр, наблюдавшими это событие. Считается, что свет, излучаемый килоновой, возникает в результате радиоактивного распада вещества, выброшенного при слиянии двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственен за образование многих химических элементов, помимо железа, в отличие от теории нуклеосинтеза сверхновых.

Планеты:

Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты. 

Они могут быть оригинальными, околоземными, захваченными или возникшими в результате второго цикла формирования планет. Пульсары также могут сдирать атмосферу со звезды, оставляя остаток планетарной массы, который может быть понят как хтоническая планета или звездный объект, в зависимости от интерпретации. Что касается пульсаров, то такие планеты-пульсары могут быть обнаружены с помощью метода синхронизации пульсаров, который обеспечивает высокую точность и обнаружение гораздо меньших планет, чем другими методами. Окончательно подтверждено существование двух систем. Первыми экзопланетами, когда-либо обнаруженными, были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор вокруг PSR B1257+12, открытые в 1992-1994 годах. Из них Драугр является самой маленькой экзопланетой, когда-либо обнаруженной, с массой, вдвое превышающей массу Луны. Другой системой является PSR B1620−26, где околоземная планета обращается вокруг двойной системы нейтронная звезда-белый карлик. Также существует несколько неподтвержденных кандидатов. Планеты-пульсары получают мало видимого света, но огромное количество ионизирующего излучения и высокоэнергетический звездный ветер, что делает их довольно враждебной средой для жизни, как ее понимают в настоящее время.

История открытий:

На заседании Американского физического общества в декабре 1933 года (материалы были опубликованы в январе 1934 года) Вальтер Бааде и Фриц Цвикки выдвинули предположение о существовании 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 энергии гравитационной связи нейтронных звезд приводит в действие сверхновую: "В процессе образования сверхновой происходит аннигиляция массы в целом". Считалось, что нейтронные звезды слишком слабые, чтобы их можно было обнаружить, и над ними проводилось мало работы до ноября 1967 года, когда Франко Пачини указал, что если бы нейтронные звезды вращались и имели большие магнитные поля, то испускались бы электромагнитные волны. Без его ведома радиоастроном Энтони Хьюиш и его аспирант Джослин Белл из Кембриджа вскоре удалось обнаружить радиоимпульсы от звезд, которые сейчас считаются сильно намагниченными, быстро вращающимися нейтронными звездами, известными как пульсары.

В 1965 году Энтони Хьюиш и Сэмюэль Окойе обнаружили "необычный источник высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности". Этим источником оказался Крабовидный пульсар, возникший в результате взрыва большой сверхновой 1054 года.

В 1967 году Иосиф Шкловский изучил рентгеновские и оптические наблюдения Scorpius X-1 и правильно заключил, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции.

В 1967 году Джослин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш обнаружили регулярные радиоимпульсы от 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 обнаружены как пульсары, излучающие регулярные радиоимпульсы.

В 1968 году Ричард В. Э. Лавлейс и его коллеги обнаружили период  мс Крабовидного пульсара с помощью обсерватории Аресибо. После этого открытия ученые пришли к выводу, что пульсары были вращающимися нейтронными звездами. До этого многие ученые считали, что пульсары - это пульсирующие белые карлики.

В 1971 году Риккардо Джаккони, Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили 4,8-секундные пульсации в источнике рентгеновского излучения в созвездии Центавра, Cen X-3. Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источником энергии является гравитация, возникающая в результате дождя газа, падающего на поверхность нейтронной звезды со звезды-компаньона или из межзвездной среды.

В 1974 году Энтони Хьюиш был удостоен Нобелевской премии по физике "за решающую роль в открытии пульсаров" без Джослин Белл, которая участвовала в открытии.

В 1974 году Джозеф Тейлор и Рассел Халс открыли первый двойной пульсар, PSR B1913+16, который состоит из двух нейтронных звезд (одна из которых видна как пульсар), вращающихся вокруг своего центра масс. Общая теория относительности Альберта Эйнштейна предсказывает, что массивные объекты на коротких двойных орбитах должны испускать 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 обнаружили первый миллисекундный пульсар, PSR B1937+21. Этот объект совершает оборот 642 раза в секунду, что накладывает фундаментальные ограничения на массу и радиус нейтронных звезд. Позже было открыто много миллисекундных пульсаров, но PSR B1937+21 оставался самым быстро вращающимся известным пульсаром в течение 24 лет, пока не был обнаружен PSR J1748-2446ad (который вращается ~ 716 раз в секунду).

В 2003 году Марта Бургей и ее коллеги обнаружили первую систему двойной нейтронной звезды, PSR J0737−3039, в которой оба компонента можно обнаружить как пульсары. Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных проверок общей теории относительности, некоторые из них с беспрецедентной точностью.

В 2010 году Пол Деморест и его коллеги измерили массу миллисекундного пульсара PSR J1614−2230, которая составила 1,97±0,04 M☉, используя задержку Шапиро. Это было существенно выше массы любой ранее измеренной нейтронной звезды (1,67 M☉, см. PSR J1903+0327) и накладывает сильные ограничения на внутренний состав нейтронных звезд.

В 2013 году Джон Антониадис и его коллеги измерили массу PSR J0348+0432, которая составила 2,01±0,04 M☉, используя спектроскопию белого карлика.Это подтвердило существование таких массивных звезд с использованием другого метода. 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 (GW170817), что привело к дальнейшим открытиям о нейтронных звездах.

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B, событие, вызванное гамма-всплеском, обнаруженное в 2015 году, может быть напрямую связано с исторической GW170817 и слиянием двух нейтронных звезд. Сходство между двумя событиями, с точки зрения гамма-излучения, оптического и рентгеновского излучения, а также природы связанных с ними галактик-хозяев, "поразительно", предполагая, что оба отдельных события могут быть результатом слияния нейтронных звезд, и оба могут быть килоновой, которые, по мнению исследователей, могут быть более распространены во Вселенной, чем считалось ранее.

В июле 2019 года астрономы сообщили, что был предложен новый метод определения постоянной Хаббла и устранения расхождений с более ранними методами, основанный на слиянии пар нейтронных звезд, после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817. Их измерение постоянной Хаббла составляет 70,3+5,3

-5,0 (км/с)/Мпк.

Исследование 2020 года, проведенное аспирантом Университета Саутгемптона Фабианом Гиттинсом, предположило, что неровности поверхности ("горы") могут иметь высоту всего в доли миллиметра (около 0,000003% диаметра нейтронной звезды), что в сотни раз меньше, чем предсказывалось ранее, результат, имеющий последствия для необнаружения гравитационных волн от вращающихся нейтронных звезд.

Подтипы:

Существует несколько типов объектов, которые состоят или содержат нейтронную звезду:

• Изолированная нейтронная звезда (INS): не в двойной системе.

• Пульсар, работающий на вращении (RPP или "радиопульсар"): нейтронные звезды, которые испускают направленные импульсы излучения в нашу сторону через регулярные промежутки времени (из-за их сильных магнитных полей).

• Вращающиеся радиопереходы (RRATs): считаются пульсарами, излучающими более спорадически и / или с более высокой изменчивостью от импульса к импульсу, чем основная масса известных пульсаров.

• Магнетар: нейтронная звезда с чрезвычайно сильным магнитным полем (в 1000 раз больше, чем у обычной нейтронной звезды) и длительными периодами вращения (от 5 до 12 секунд).

• Мягкий гамма-ретранслятор (SGR).

• Аномальный рентгеновский пульсар (AXP).

• Радиошумящие нейтронные звезды.

• Рентгеновские тусклые изолированные нейтронные звезды.

• Центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCOS в SNRs): молодые, радиошумящие непульсирующие источники рентгеновского излучения, предположительно изолированные нейтронные звезды, окруженные остатками сверхновых.

• Рентгеновские пульсары или "пульсары, работающие на аккреции": класс рентгеновских двойных звезд

• Маломассивные рентгеновские двойные пульсары: класс маломассивных рентгеновских двойных звезд (LMXB), пульсар со звездой главной последовательности, белый карлик или красный гигант.

• Миллисекундный пульсар (MSP) ("переработанный пульсар").

• "Паучий пульсар", пульсар, компаньоном которого является полурожденная звезда.

• Пульсар "Черная вдова", пульсар, который подпадает под "Паучий пульсар", если его компаньон имеет чрезвычайно малую массу (менее 0,1 M☉).

• "Красноспинный" пульсар, если его компаньон более массивен.

• Пульсар субмиллисекундной длительности.

• Вспышка рентгеновского излучения: нейтронная звезда с двойным компаньоном малой массы, от которого происходит накопление вещества, приводящее к нерегулярным выбросам энергии с поверхности нейтронной звезды.

• Рентгеновские двойные пульсары средней массы: класс рентгеновских двойных звезд средней массы (IMXB), пульсар со звездой средней массы.

• Рентгеновские двойные пульсары большой массы: класс рентгеновских двойных звезд большой массы (HMXB), пульсар с массивной звездой.

• Двойные пульсары: пульсар с двойным компаньоном, часто белым карликом или нейтронной звездой.

• Рентгеновское третичное излучение (теоретически).

• Существует также ряд теоретизируемых компактных звезд с аналогичными свойствами, которые на самом деле не являются нейтронными звездами.

• Протонейтронная звезда (PNS), теоретизируемая

• Экзотическая звезда

• Объект Торна–Житкова: в настоящее время гипотетическое слияние нейтронной звезды с красным гигантом.

• Кварковая звезда: в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящий из кварковой материи, или странной материи. По состоянию на 2018 год, существует три кандидата.

• Электрослабая звезда: в настоящее время гипотетический тип чрезвычайно тяжелой нейтронной звезды, в которой кварки превращаются в лептоны под действием электрослабой силы, но гравитационному коллапсу нейтронной звезды препятствует радиационное давление. По состоянию на 2018 год нет доказательств их существования.

• Преонная звезда: в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящий из преонного вещества. По состоянию на 2018 год, нет никаких доказательств существования преонов.