Преглед на кода на Неутронна звезда

[[Файл:IsolatedNeutronStar.jpg|мини|Първото наблюдаване на неутронна звезда във видима светлина. Неутронната звезда е [[RX J1856.5-3754]].]]

'''Неутронните звезди''' са вид [[Звезда|звезди]],<ref>[http://www.space.com/22180-neutron-stars.html Neutron Stars: Definition & Facts | Space]</ref> най-често срещаните в края на [[Звездна еволюция|звездната еволюция]]. Горната гранична стойност за [[маса]]та на неутронните звезди е от порядъка на 2,5 – 3 [[Слънце|слънчеви]] маси (граница на Толман—Опенхаймер—Волков). При нея веществото е подложено на толкова голям натиск, че налягането на електронния газ не е в състояние да спре гравитационния колапс. [[Атомно ядро|Атомните ядра]] се разпадат до [[протон]]и и [[неутрон]]и, а протоните се свързват с [[електрон]]ите и се превръщат в неутрони. Така неутронните звезди са изградени изцяло от неутрони, като [[плътност]]та на веществото в центъра на неутронните звезди е огромна – 10<sup>12</sup> kg/cm<sup>3</sup>. За сравнение – тази плътност отговаря на масата на цялото човечество, концентрирана в обема на кубче захар.

Диаметърът на неутронните звезди е около 10 – 15 km. Неутронните звезди се въртят с много голяма скорост, способна да достигне 1000 оборота в секунда.

При всяко свое завъртане неутронната звезда излъчва поток светлина. [[Магнитно поле|Магнитното поле]] образувано от тях е изключително силно – [[Магнитна индукция|индукцията]] му на повърхността на звездата достига до 10<sup>8</sup> [[Тесла|T]]. За пример: обект, който е попаднал в обхвата на гравитационното поле на звездата, ще бъде привлечен и ще се сблъска със звездата със скорост от 150 000 km/s.

Някои неутронни звезди излъчват лъчове от електромагнитна радиация, поради което се определяни като [[пулсар]]и. Наистина, откритието на пулсарите от [[Джослин Бел]] през 1967 г. е първото наблюдение, подсказващо, че съществуват неутронни звезди. Лъчението от пулсарите се счита, че се излъчва главно от регионите около техните магнитни полюси. Ако магнитните полюси не съвпадат с оста на въртене на неутронната звезда, лъчът ще кръжи из небето, което при наблюдение от голямо разстояние, би изглеждало като пулсиране на фиксирана точка в космоса, ако лъчът попада в полезрението на наблюдателя (т. нар. „ефект на [[Морски фар|морския фар]]“).

Неутронните звезди с много силно магнитно поле се наричат магнетари. Теорията за тези обекти е формулирана от американските астрономи Робърт Дънкан и Кристофър Томпсън през 1980 г., а през 1998 г. е получено първото свидетелство за тяхното съществуване под формата на мощно гама- и рентгеново излъчване от източника SGR 1900+14 в съзвездието Орел. Когато „свръхнова“ звезда колапсира в неутронна звезда, нейното магнитно поле се увеличава няколко пъти. Дънкан и Томпсън изчисляват, че магнитното поле достига до 1015 гауса. Във външните слоеве на магнетара, съдържащи плазма от тежки елементи (предимно желязо), това предизвиква извиване и изкривяване по магнитните силови линии, което довежда до „звездотресение“. Сеизмичните вълни са изключително енергийни, в резултат на което се излъчват гама- и рентгенови лъчи. Магнетарите са гигантски електромагнитни генератори и човек в космически кораб, прелитащ покрай подобен обект, ще почувства въздействието на 100 милиарда волта между главата и краката си.

Най-близката до Земята неутронна звезда се намира в центъра на [[Ракообразната мъглявина]]. Тя се върти със скорост 33 оборота в секунда.

== Образуване ==
Всяка звезда от [[Главна последователност|Главната последователност]] с начална маса поне 8 пъти по-голяма от масата на слънцето (8 [[Слънчева маса|''M<sub>☉</sub>'']]) има потенциал да създаде неутронна звезда. Докато звездата еволюира и се отклонява от Главната последователност, последващото ядрено разпадане образува желязно ядро. Когато всичкото ядрено гориво в ядрото се изчерпи, ядрото трябва да се поддържа само от [[Изродена материя|налягане на изроденост]]. По-нататъшни натрупвания на маса от изгарянето на обвивката карат ядрото да надхвърли [[Граница на Чандрасекар|границата на Чандрасекар]]. Налягането на изроденост на електроните се преодолява и ядрото продължава да се срива в себе си, достигайки температури до 5×10<sup>9</sup> K. При тези температури настъпва [[фотоядрена реакция]] (разпадане на железните атомни ядра на [[алфа частици]] чрез високоенергийни [[гама лъчи]]). Докато температурата се покачва още повече, електроните и протоните се комбинират и образуват [[неутрон]]и чрез [[електронно улавяне]], излъчвайки голямо количество [[неутрино]]. Когато плътността достигне ядрена плътност от около 4×10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup>, налягането на неутронната изроденост спира свиването. Изпадащата навътре външна обвивка на звездата спира и се изхвърля навън от поток неутрино, произвеждат от създаването на неутрони, при което се наблюдава [[супернова]]. Остатъкът е неутронна звезда. Ако остатъкът има маса по-голяма от 3 ''M<sub>☉</sub>'', той продължава да се срива и образува [[черна дупка]].<ref>{{cite book |title=The Birth of Stars and Planets |edition=illustrated |first1=John |last1=Bally |first2=Bo |last2=Reipurth |publisher=Cambridge University Press |year=2006 |isbn=978-0-521-80105-8 |page=207 |url=https://books.google.com/books?id=Pwy9OtT8u6QC&pg=PA207}}</ref>

Докато ядрото на масивната звезда се свива по време на супер нова тип II, Ib и Ic и се срива в неутронна звезда, то задържа по-голямата част от [[Момент на импулса|ъгловия си момент]]. Но тъй като разполага само с малка част от радиуса на родителя си (поради което [[Масов инерционен момент|масовият му инерционен момент]] рязко намалява), неутронната звезда се сформира с много голяма скорост на въртене, която намалява в продължение на много време. Неутронните звезди имат ротационен период от около 1,4 ms до 30 ms. Плътността на една такава звезда ѝ придава много голяма [[повърхностна гравитация]], чиято стойност обикновено варира между 10<sup>12</sup> и 10<sup>13</sup> m/s<sup>2</sup> (над 10<sup>11</sup> пъти тази на [[Земя]]та).<ref name="Haensel">{{cite book |title=Neutron Stars |first=Paweł |last=Haensel |first2=Alexander Y. |last2=Potekhin |first3=Dmitry G. |last3=Yakovlev |isbn=978-0-387-33543-8 |publisher=Springer |date=2007 }}</ref> Един критерий за такава огромна гравитация представлява фактът, че неутронните звезди имат [[втора космическа скорост]], варираща между 100 000 и 150 000 km/s, тоест от 1/3 до 1/2 от [[скоростта на светлината]]. Гравитацията на неутронната звезда ускорява уловената материя до огромна скорост. Силата на сблъсъка най-често разрушава съставните атоми на обекти, превръщайки цялата материя в еднаква с останалата част от неутронната звезда.

== Свойства ==
=== Маса и температура ===
Неутронната звезда има маса от поне 1,1 и вероятно до 3 [[Слънчева маса|слънчеви маси]].<ref>{{cite journal |last1=Özel |first1=Feryal |last2=Psaltis |first2=Dimitrios |last3=Narayan |first3=Ramesh |last4=Santos Villarreal |first4=Antonio |title=On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars |journal=The Astrophysical Journal |date=септември 2012 |volume=757 |issue=1 |pages=13 |doi=10.1088/0004-637X/757/1/55 |accessdate=|arxiv=1201.1006 |bibcode=2012ApJ...757...55O }}</ref><ref name="Chamel">{{cite journal |last1=Chamel |first1=N. |last2=Haensel |first2=Paweł |last3=Zdunik |first3=J. L. |last4=Fantina |first4=A. F. |title=On the Maximum Mass of Neutron Stars |journal=International Journal of Modern Physics |date=19 ноември 2013 |volume=1 |issue=28 |doi=10.1142/S021830131330018X |arxiv=1307.3995 |bibcode=2013IJMPE..2230018C |pages=1330018 }}</ref> Най-голямата наблюдавана маса на неутронна звезда е около 2,01 слънчеви маси (PSR J0348+0432). По принцип [[компактна звезда|компактни звезди]] с по-малка маса от 1,39 ''M<sub>☉</sub>'' са [[бели джуджета]], а компактни звезди с маса между 1,4 и 3 ''M<sub>☉</sub>'' са неутронни звезди. При над 10 ''M<sub>☉</sub>'' звездният остатък би преодолял налягането на изроденост на неутроните и [[Гравитационен колапс|гравитационният колапс]] би произвел черна дупка, макар най-малката наблюдавана маса у [[звездна черна дупка]] да е около 5 ''M<sub>☉</sub>''.<ref name="Black Hole">[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html Black Holes]</ref>

Температурата в новообразувана неутронна звезда е варира от 10<sup>11</sup> до 10<sup>12</sup> K.<ref name="Miller" /> Обаче, огромното количество неутрино, което излъчва, изнася толкова много енергия, че температурата на изолирана неутронна звезда спада за години до около 10<sup>6</sup> K.<ref name="Miller" /> При тази температурата, повече от светлината, генерирана от звездата, попада в [[Рентгеново лъчение|рентеновия]] диапазон.

=== Плътност и налягане ===
Неутронните звезди имат обща плътност, варираща от 3,7×10<sup>17</sup> до 5,9×10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup>, което е съпоставимо с относителна плътност на [[атомно ядро]] от 3<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup>.<ref>{{cite web |url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html |title=Calculating a Neutron Star's Density |accessdate=11 март 2006}}</ref> Плътността на неутронната звезда варира от 1×10<sup>9</sup> kg/m<sup>3</sup> на повърхността до около 6×10<sup>17</sup> или 8×10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup> (по-голяма плътност от атомно ядро) във вътрешността на звездата.<ref name="Miller">{{cite web |url=http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html |title=Introduction to neutron stars |accessdate=11 ноември}}</ref> Неутронната звезда е толкова плътна, че една чаена лъжица (5 милилитра) от материала ѝ би имала маса от над 5,5×10<sup>12</sup> kg или около 900 пъти масата на [[Хеопсовата пирамида]]. Цялата маса на Земята с плътността на неутронна звезда би се вместила в сфера с диаметър от 305 m (размера на обсерваторията [[Аресибо (обсерватория)|Аресибо]]). В огромното гравитационно поле на неутронна звезда, нейната тежест би била 1,1×10<sup>12</sup> kg/cm<sup>3</sup>, което е около 15 пъти теглото на [[Луна]]та. Налягането расте от около 3,2×10<sup>31</sup> до 1,6×10<sup>34</sup> [[Паскал (единица)|Pa]] от вътрешната кора до центъра на звездата.<ref>{{Cite journal |last=Ozel |first=Feryal |last2=Freire |first2=Paulo |title=Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars |journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys. |volume=54 |issue=1 |pages=401 – 440 |date=2016 |doi=10.1146/annurev-astro-081915-023322 |bibcode=2016ARA&A..54..401O |arxiv = 1603.02698 }}</ref>

[[Уравнение на състоянието|Уравнението на състоянието]] на материята при такава голяма плътност не се знае с точност, поради теоретичните предизвикателства, свързани с екстраполацията на вероятното поведение на [[Квантова хромодинамика|квантовата хромодинамика]], [[свръхпроводимост]]та и [[свръхфлуидност]]та на материята в такова състояние. Задачата допълнително се усложнява и от емпиричните трудности при наблюдаването на характеристиките на кой да е обект, разположен на стотици или повече [[парсек]]а разстояние.

Неутронната звезда има някои от свойствата на атомното ядро, включително плътността и състава от [[нуклон]]и. В други отношения, обаче, неутронните звезди са много различни от атомните ядра. Ядрото се поддържа от [[Силно ядрено взаимодействие|силното ядрено взимодействие]], докато неутронната звезда се поддържа от [[гравитация]]та. Плътността на ядрото е равномерна, докато неутронните звезди вероятно се съставени от различни слоеве с различен състав и плътности.

=== Магнитно поле ===
Големината на [[Магнитно поле|магнитното поле]] на повърхността на неутронните звезди варира от около 10<sup>4</sup> до 10<sup>11</sup> [[Тесла (единица)|T]].<ref name="reisenegger">{{cite web |url=http://www.if.ufrgs.br/hadrons/reisenegger1.pdf |title=Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields |publisher=Universidade Federal do Rio Grande do Sul |accessdate=21 март 2016 |first=A. |last=Reisenegger}}</ref> Тези стойности са от порядъци, по-високи от който и да е друг обект. За сравнение, постоянно поле с големина 16 T, постигнато в лаборатория, е достатъчно да накара жива жаба да [[Магнитна левитация|левитира]]. Вариациите в големината на магнитното поле са най-вероятната причина, която позволява различни видове неутронни звезди да се разграничават по спектрите им, и обяснява периодичността на пулсарите.<ref name="reisenegger" />

Неутронни звезди, познати като [[магнетар]]и, имат най-мощните магнитни полета, от порядъка на 10<sup>8</sup> – 10<sup>11</sup> T<ref name="mcgill">{{cite web |url=http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/main.html |title=McGill SGR/AXP Online Catalog |accessdate=2 януари 2014}}</ref> и са се превърнали в широко приетата хипотеза за видове неутронни звезди, които са източници на меки повтарящи се гама лъчи<ref name="sa">{{cite journal |url=http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html#SciAm |title=Magnetars |journal=Scientific American |date=февруари 2003 |accessdate=21 март 2016 |first=Chryssa |last=Kouveliotou |first2=Robert C. |last2=Duncan |first3=Christopher |last3=Thompson }}</ref> и аномални рентгенови пулсари.<ref>{{cite journal |title=(Anomalous) X-ray Pulsars |journal=Nuclear Physics B: Proceedings Supplements |volume=132 |pages=456 – 465 |first=V. M. |last=Kaspi |first2=F. P. |last2=Gavriil |doi=10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080|year=2004 |arxiv=astro-ph/0402176 |bibcode=2004NuPhS.132..456K }}</ref> Магнитната плътност на поле с големина 10<sup>8</sup> T е огромна и надминава плътността на [[Равенство на маса и енергия|масата и енергията]] на обикновената материя.<ref>[http://scienceworld.wolfram.com/physics/MagneticFieldEnergyDensity.html Eric Weisstein's World of Physics]</ref> Полетата с такава големина са способни да [[поляризация на вакуума|поляризират вакуума]] до точка, при която вакуумът става [[Двойно лъчепречупване|двойнопречупващ]]. [[Фотон]]ите могат да се сливат или да се разделят на две и се [[Създаване на двойка|произвеждат виртуални двойки]] частица-античастица. За разлика от пулсарите, намаляването на скоростта на въртене на магнетарите може да се задвижва директно от магнитните им полета, които са достатъчно мощни, че да окажат такова налягане върху кората, че тя да се пропука. Пропукванията в кората причиняват „звездотресения“, които се наблюдават под формата на изключително ярки и кратки изригвания на гама лъчи. Огненото кълбо се улавя от магнитното поле и се появява и изчезва от поглед с въртенето на звездата, което за наблюдател представлява периодично излъчване на гама лъчи с период от 5 – 8 секунди, продължаващо няколко минути.<ref>{{cite web |url=http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html |title='Magnetars', soft gamma repeaters & very strong magnetic fields |first=Robert C. |last=Duncan |date=март 2003 |accessdate=17 април 2018}}</ref>

Произходът на силното магнитно поле все още не е изяснен.<ref name="reisenegger" /> Според една хипотеза, то се запазва от първоначалния [[магнитен поток]] по време на образуването на неутронната звезда.<ref name="reisenegger" /> Ако обект има даден магнитен поток над повърхността си и тази площ се смали, но магнитното поле се запази, тогава магнитното поле съответно ще нарасне. По подобен начин, една свиваща се звезда започва с много по-голяма площ, отколкото получената неутронна звезда, и запазването на магнитния поток би довело до много по-голямо магнитно поле. Въпреки това, това просто обяснение не обяснява напълно силата на полето на тези звезди.<ref name="reisenegger" />

=== Гравитация и уравнение на състоянието ===
[[Файл:Neutronstar 2Rs.svg|мини|Гравитационно отклонение на светлината при неутронна звезда. Поради релативистичното отклоняване на светлината, над половината от повърхността е видима (всяко каре е размери 30 x 30 градуса).<ref name="Zahn" />]]

Гравитационното поле на повърхността на неутронна звезда е около 2×10<sup>11</sup> пъти по-голямо, отколкото на Земята – 2×10<sup>12</sup> m/s<sup>2</sup>.<ref>{{cite book |title=An Introduction to the Sun and Stars |edition=illustrated |first1=Simon F. |last1=Green |first2=Mark H. |last2=Jones |first3=S. Jocelyn |last3=Burnell |publisher=Cambridge University Press |year=2004 |isbn=978-0-521-54622-5 |page=322 |url=https://books.google.com/books?id=lb5owLGIQGsC&pg=PA322}}</ref> Такова мощно гравитационно поле играе ролята на [[гравитационна леща]] и огъва лъчението, излъчвано от неутронната звезда по такъв начин, че части от иначе невидимата задна страна стават видими.<ref name="Zahn">{{cite web |first=Corvin |last=Zahn |title=Tempolimit Lichtgeschwindigkeit |date=1990-10-09 |url=http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/galerie/galerie.html |език=de |quote=Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... dimensionslosen Einheiten (''c'', ''G'' = 1) |accessdate=9 октомври 2009}}</ref> Ако радиусът на неутронната звезда е 3''GM''/''c''<sup>2</sup> или по-малко, тогава фотоните могат да се уловят в орбитата, като по този начин цялата повърхност на неутронната звезда може да стане видима от определена точка.

Част от масата на звездата, която се срива за да образува неутронна звезда, се изхвърля при взрива на свръхнова (от закона за еквивалентност на маса-енергия, {{nowrap|''E'' {{=}} ''mc''<sup>2</sup>}}). Енергията идва от гравитационната свързваща енергия на неутронната звезда.

Оттук следва, че гравитационната сила на типичната неутронна звезда е огромна. Ако обект падне от метър височина върху неутронна звезда с радиус 12 km, той ще падне на земята със скорост от 1400 km/s.<ref>{{cite web |title=Peligroso lugar para jugar tenis |url=http://www.datosfreak.org/datos/slug/Aceleracion-de-superficie-estrella-de-neutrones |work=Datos Freak |accessdate=3 юни 2016}}</ref> Обаче, дори и преди удара, [[Приливна сила|приливната сила]] би причинила [[спагетификация]], превръщайки всеки нормален обект на поток от материя.

Поради огромната гравитация, [[Релативистично забавяне на времето|релативистичното забавяне на времето]] между неутронната звезда и Земята е значително. Например, осем години биха изминали на повърхността на неутронната звезда, докато десет години биха изминали на Земята, без да се включва ефекта на забавяне на времето от много бързата ротация.<ref>{{cite book|author=Marcia Bartusiak|title=Black Hole: How an Idea Abandoned by Newtonians, Hated by Einstein, and Gambled on by Hawking Became Loved|url=https://books.google.com/books?id=YPC5BwAAQBAJ&pg=PA130|year=2015|publisher=Yale University Press|isbn=978-0-300-21363-8|page=130}}</ref>

Релативистичните уравнения на състоянието на неутронна звезда описват отношението на радиуса към масата за различни модели.<ref>[http://www.ns-grb.com/PPT/Lattimer.pdf Neutron Star Masses and Radii] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111217102314/http://www.ns-grb.com/PPT/Lattimer.pdf |date=2011-12-17 }}, с. 9/20</ref> Най-вероятните радиуси за дадена маса на неутронна звезда са ограничени от моделите AP4 (най-малък радиус) и MS2 (най-голям радиус). BE е съотношението на еквивалентната маса на гравитационно свързващата енергия към наблюдаваната гравитационна маса на неутронната звезда от „M“ килограма с радиус от „R“ метра.<ref>{{Cite journal |arxiv = astro-ph/0002232|last1 = Hessels|first1 = Jason W. T|title = Neutron Star Structure and the Equation of State|journal = The Astrophysical Journal|volume = 550|issue = 426|pages = 426 – 442|last2 = Ransom|first2 = Scott M|last3 = Stairs|first3 = Ingrid H|last4 = Freire|first4 = Paulo C. C|last5 = Kaspi|first5 = Victoria M|last6 = Camilo|first6 = Fernando|year = 2001|doi = 10.1086/319702|bibcode = 2001ApJ...550..426L}}</ref>

:<math>BE = \frac{0.60\,\beta}{1 - \frac{\beta}{2}}</math><math>\beta \ = G\,M/R\,{c}^{2}</math>

При дадени стойности
:<math>G = 6.67408\times10^{-11}\, \text{m}^3\text{kg}^{-1}\text{s}^{-2}</math><ref name="CODATA 2014">CODATA 2014</ref>

:<math>c = 2.99792458 \times10^{8}\, \text{m}/\text{s}</math><ref name="CODATA 2014" />

:<math>M_\odot = 1.98855\times10^{30}\, \text{kg}</math>

и звездни маси „M“, които най-често са множители на една слънчева маса,

:<math>M_x = \frac{M}{M_\odot}</math>

то релативистичната частична енергия на свързване на неутронна звезда е

:<math>BE = \frac{886.0 \,M_x}{R_{\left[\text{in meters}\right]} - 738.3\,M_x}</math>

Неутронна звезда с маса от 2 ''M<sub>☉</sub>'' не би била по-компактна от 10 970 m в радиус (модел AP4). Нейната масова частична гравитационно свързващата енергия би била 0,187 −18,7% (екзотермично).

[[Уравнение на състоянието|Уравнението на състоянието]] за неутронна звезда все още не е познато. Счита се, че то се различава значително от това на бяло джудже, чието уравнение на състоянието е същото като на [[дегенерирал газ]], което може да се опише в съгласие със [[Специална теория на относителността|специалната относителност]]. Обаче, при неутронните звезди повишеното въздействие на [[Обща теория на относителността|общата относителност]] не може да бъде пренебрегвано. Предложени са няколко уравнения на състоянието, а текущите проучвания все още се опитват да ограничат теориите, за да се правят предположения относно материята на неутронните звезди.<ref name="Haensel" /><ref name="NASAEOS">NASA. [http://ixo.gsfc.nasa.gov/old_conx_pages/science/neutron_star/index.html Neutron Star Equation of State Science] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111017230141/http://ixo.gsfc.nasa.gov/old_conx_pages/science/neutron_star/index.html |date=2011-10-17 }}</ref> Това означава, че отношението между плътността и масата все още не е напълно изяснено, което води след себе си неясноти при оценяването на радиусите. Например, неутронна звезда с маса от 1,5 ''M<sub>☉</sub>'' би могла да има радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 километра.<ref name="NASAEOS" />

== Структура ==
[[Файл:Neutron star cross section.svg|мини|Напречен разрез на неутронна звезда. Плътностите са по отношение на ''ρ<sub>0</sub>'', плътността на насищане на ядрената материя, при която нуклони започват да се допират.]]

Настоящото разбиране на структурата на неутронните звезди се определя от вече съществуващите математически модели, но е възможно да се загатнат някои подробности чрез изследванията на трептенията на неутронните звезди. [[Астросеизмология]]та, която изучава обичайните звезди, може да разкрие вътрешната структура на неутронните звезди чрез анализиране на наблюдавания спектър на звездните трептения.<ref name="Haensel" />

Сегашните модели показват, че материята на повърхността на неутронна звезда е съставена от обикновени атомни ядра, смачкани в твърда решетка, докато море от електрони тече през нея. Възможно е ядрата на повърхността да са на желязо, поради голямата [[свързваща енергия]] на желязото в нуклона.<ref name="Surface">Beskin, V. S.; (1999); ''Radiopulsars'', УФН. T. 169, №11, с. 1173 – 1174</ref> Възможно е и тежките елементи (като желязото) да потъват под повърхността, оставяйки само леките ядра на [[хелий]] и [[водород]] отгоре.<ref name="Surface" /> Ако температурата на повърхността надхвърля 10<sup>6</sup> K (както например е случая на младите пулсари), повърхността следва да е течна, вместо твърда.<ref name="Surface" />

„Атмосферата“ на неутронната звезда се хипотезира като имаща дебелина от няколко микрона, а динамиките ѝ се контролират напълно от магнитното поле на неутронната звезда. Под атмосферата се намира твърдата кора. Тази кора е изключително твърда и гладка (като максималните повърхностни неравности са от порядъка на ~5 mm), поради изключително силното гравитационно поле.<ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/neutronstar.html neutron star]</ref>

Продължавайки към вътрешността, се наблюдават ядра с все по-голям брой неутрони. Такива ядра биха се разпаднали бързо на Земята, но се поддържат стабилни под огромното налягане. Докато този процес продължава с нарастване на дълбочината, се достига линията на изпускане на неутрони и концентрацията на свободни неутрони се покачва рязко. В този регион има ядра, свободни неутрони и свободни електрони. Ядрата са все по-малки (гравитацията и налягането преодоляват силното ядрено взаимодействие), докато се достигне ядрото, къде по дефиниция има най-вече неутрони. Очакваната йерархия на фазите на ядрената материя във вътрешната кора е характеризирана като „ядрен макарон“, с по-малко празнини и по-големи структури по посока на по-високото налягане.<ref>{{cite journal |title=Too much „pasta“ for pulsars to spin down |date=2013 |version= |last1=Pons |first1=José A. |first2= Daniele |last2=Viganò |first3=Nanda |last3=Rea |doi=10.1038/nphys2640 |journal=Nature Physics |volume=9 |issue=7 |pages=431 – 434 |arxiv=1304.6546 |bibcode=2013NatPh...9..431P }}</ref> Съставът на свръхплътната материя в ядрото все още не е ясен. Според един модел, ядрото е свръхтечна материя от дегенерирани неутрони (основно неутрони, с малък брой протони и електрони). Възможни са и по-екзотични форми на материята, включително дегенерирала [[странна материя]] (съдържаща [[Странен кварк|странни]] кварки, освен [[Горен кварк|горни]] и [[Долен кварк|долни]] кварки), материя, съдържаща високоенергийни [[пион]]и и [[каон]]и към неутроните,<ref name="Haensel" /> или свръхплътна материя от дегенерирали кварки.

== Излъчване ==
[[Файл:Pulsar anim.ogv|мини|Анимация на въртящ се пулсар. Сферата по средата е неутронната звезда, кривите показват линиите на магнитното поле, а дългите конуси са зоните на излъчване.]]

=== Пулсари ===
{{основна|Пулсар}}

Неутронните звезди се засичат по тяхното [[електромагнитно излъчване]]. Те обикновено се виждат, че „пулсират“ с [[радиовълни]] и друго електромагнитно лъчение, а неутронните звезди, които пулсират, се наричат [[пулсар]]и.

Излъчването на пулсарите се счита, че се поражда от ускоряване на частиците близо до магнитните полюси, които не е задължително да съответстват на оста на въртене на неутронната звезда. Смята се, че голямо [[Електрическо поле|електростатично поле]] се поражда близо до магнитните полюси, което води до излъчване на електрони.<ref name="nrao" /> Тези електрони се ускоряват магнетично по дължина на линиите на полето, което води до [[синхротронно лъчение]], при което лъчението е силно [[Поляризация (вълни)|поляризирано]] към равнината на кривината.<ref name="nrao" /> Освен това, високоенергийни фотони могат да взаимодействат с нискоенергийни фотони и магнитното поле за създаване на двойки електрон-позитрон, което чрез електрон-позитронна [[анихилация]] води до още по-високоенергийни фотони.<ref name="nrao" />

Излизащата радиация от магнитните полюси на неутронните звезди може да бъде описана като ''магнитосферично лъчение'', което се отнася за [[магнитосфера]]та на неутронната звезда.<ref name="pavlov" /> То не следва да се бърка с ''магнитното диполно лъчение'', което се излъчва вследствие на това, че магнитната ос не е подравнена с оста на въртене и има с честота на лъчение, която е еднаква с ротационната честота на неутронната звезда.<ref name="nrao" />

Ако оста на въртене на неутронната звезда е различна от магнитната ос, външен наблюдател би видял лъчове радиация само тогава, когато магнитната ос е насочена към него по време на въртене на неутронната звезда. Следователно, се наблюдават [[Периодична функция|периодични]] пулсации със същата скорост като скоростта на въртене на неутронната звезда.

=== Непулсиращи неутронни звезди ===
Освен пулсари, са идентифицирани и непулсиращи неутронни звезди, макар да имат малки периодични изменения в светимостта.<ref name="cco"/><ref name="non-pulsating">{{cite journal |title=A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6 – 0.7 with a carbon atmosphere |first1=D. |last1=Klochkov |first2=G. |last2=Puehlhofer |first3=V. |last3=Suleimanov |first4=S. |last4=Simon |first5=K. |last5=Werner |first6=A. |last6=Santangelo |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=556 |pages=A41 |year=2013 |doi=10.1051/0004 – 6361/201321740 |arxiv=1307.1230 |bibcode=2013A&A...556A..41K }}</ref> Това изглежда, че е характерно за рентгеновите източници, за които се смята, че са млади радио тихи изолирани неутронни звезди.<ref name="cco">{{Cite journal |arxiv=0712.2209 |year=2008 |first=Andrea |last=De Luca |volume=983 |pages=311 – 319 |doi=10.1063/1.2900173 |title=Central Compact Objects in Supernova Remnants |journal=AIP Conference Proceedings |citeseerx=10.1.1.769.699 }}</ref>

=== Спектри ===
Освен радио излъчване, неутронните звезди излъчват в други части на [[Електромагнитен спектър|електромагнитния спектър]]. Това включва видимата [[светлина]], [[Инфрачервени лъчи|инфрачервените]], [[Ултравиолетови лъчи|ултравиолетовите]], [[Рентгенови лъчи|рентгеновите]] и [[гама лъчи]]те.<ref name="pavlov">{{cite web |url=http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf |title=X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars |publisher=pulsarastronomy.net |accessdate=6 април 2016 |first=George |last=Pavlov }}</ref> Пулсарите, които се наблюдават в рентгеновия диапазон, се считат за рентгенови пулсари, ако се захранван от [[акреция]], докато тези, които са във видимия диапазон, се наричат оптични пулсари. По-голямата част от засечените неутронни звезди, включително оптичните и рентгеновите, също излъчват и радиовълни.<ref name="jb">{{cite web |url=http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section7.html |title=7. Pulsars at Other Wavelengths |publisher=Jodrell Bank Centre for Astrophysics |work=Frontiers of Modern Astronomy |accessdate=6 април 2016 }}</ref> Обаче, съществуват и радио тихи неутронни звезди, при които не е засечено излъчване на радиовълни.<ref name="ras">{{cite journal |title=The implications of radio-quiet neutron stars |first1=K. T. S. |last=Brazier |first2=S. |last2=Johnston |lastauthoramp=yes |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=305 |issue=3 |pages=671 |date=август 2013 |doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x |arxiv=astro-ph/9803176 |bibcode=1999MNRAS.305..671B }}</ref>

== Въртене ==
Неутронните звезди се въртят изключително бързо около осите си, след като са образувани, поради запазването на ъгловия момент. Бавното въртене на ядрото на първоначалната звезда се ускорява, докато тя се смалява. Новородената неутронна звезда може да върти около оста си много пъти за секунда.

=== Забавяне на въртенето ===
С течение на времето неутронните звезди се забавят, докато въртящите им се магнитни полета излъчват енергия, свързана с въртенето. По-старите неутронни звезди е възможно да се завъртат за повече от секунда. Скоростта, с която неутронната звезда забавя въртене си, обикновено е постоянна и много малка.

[[Период на въртене|Периодът на въртене]] (''P'') е времето, нужно на неутронната звезда да направи едно завъртане около оста си. Скоростта на забавяне на това въртене тогава се обозначава с <math>\dot{P}</math>, [[производна]] на ''P'' спрямо времето. Тя се определя като увеличението на периода на въртене за единица време и е [[безразмерна величина]], макар да може да се изрази в s⋅s<sup>−1</sup> (секунди за секунда).<ref name="nrao">{{cite web |url=http://www.cv.nrao.edu/~sransom/web/Ch6.html |title=Pulsar Properties (Essential radio Astronomy) |publisher=National Radio Astronomy Observatory |accessdate=24 март 2016 |first1=J. J. |last1=Condon |first2=S. M. |last2=Ransom |lastauthoramp=yes }}</ref>

Скоростта на забавяне на неутронните звезди обикновено е от порядъка на 10<sup>−22</sup> до 10<sup>−9</sup> s⋅s<sup>−1</sup>, като по-бързо въртящите се неутронни звезди имат по-малък <math>\dot{P}</math>. Докато неутронната звезда остарява, нейната ротация се забавя (''P'' се увеличава). Накрая скоростта на въртене става твърде малка, за да захранва механизма на радио излъчване, и неутронната звезда повече не може да бъде засечена.<ref name="nrao" />

''P'' и <math>\dot{P}</math> позволяват да се оценят минималните магнитни полета на неутронните звезди.<ref name="nrao" /> Стойностите на ''P'' и <math>\dot{P}</math> могат и да се използват за изчисляване на ''характерната възраст'' на пулсар, но с това се получава оценка, която е малко по-голяма от истинската възраст, когато се приложи за млади пулсари.<ref name="nrao" /> Тези стойности могат да се комбинират и с [[Масов инерционен момент|масовия инерционен момент]] на неутронната звезда, за да се изчисли така наречената ''[[светимост]] на забавяне'', която се обозначава с <math>\dot{E}</math>. Това не представлява измерена светимост, а по-скоро изчислената скорост на загуба на ротационна енергия, която би се проявила под формата на излъчване. За неутронни звезди, при които светимостта на забавяне е сравнима с истинската светимост, се казва, че са „ротационно задвижвани“.<ref name="nrao" /><ref name="pavlov" /> Наблюдаваната светимост от пулсара [[PSR B0531+21]] е сравнима със светимостта на забавяне, което подкрепя модела, че ротационната кинетична енергия захранва излъчването от звездата.<ref name="nrao" /> За неутронни звезди като [[магнетар]]ите, при които същинската светимост надхвърля светимостта на забавяне до 100 пъти, се счита, че светимостта се захранва от магнитно разпръскване.<ref name="ufrgs">{{cite web |url=http://www.if.ufrgs.br/hadrons/zhang.pdf | title=Spin-Down Power of Magnetars |publisher=Universidade Federal do Rio Grande do Sul |accessdate=24 март 2016 |first=B. |last=Zhang }}</ref>

''P'' и <math>\dot{P}</math> на неутронни звезди могат да се нанесат върху диаграма. Една такава диаграма съдържа огромно количество информация относно популацията на пулсарите и свойствата ѝ и е оприличавана с [[Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел|диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел]] по отношение на значението ѝ за неутронните звезди.<ref name="nrao" />

=== Забързване на въртенето ===
Скоростта на въртене на неутронните звезди може и да се увеличава. Понякога неутронните звезди абсорбират орбитиращата материя от съседни звезди, което увеличава скоростта на въртене и променя неутронната звезда в сплеснат [[сфероид]]. Това поражда увеличение на скоростта на ротация на неутронната звезда до стотици пъти в секунда (милисекундни пулсари).

Най-бързо въртящата се неутронна звезда, известна към момента, [[PSR J1748-2446ad]], се върти със 716 оборота в секунда.<ref>{{Cite journal |arxiv = astro-ph/0601337|last1 = Hessels|first1 = Jason W. T|title = A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz|journal = Science|volume = 311|issue = 5769|pages = 1901 – 1904|last2 = Ransom|first2 = Scott M|last3 = Stairs|first3 = Ingrid H|last4 = Freire|first4 = Paulo C. C|last5 = Kaspi|first5 = Victoria M|last6 = Camilo|first6 = Fernando|year = 2006|doi = 10.1126/science.1123430|pmid = 16410486|citeseerx = 10.1.1.257.5174|bibcode = 2006Sci...311.1901H}}</ref>

== Разпространение ==
[[Файл:Artist's concept of PSR B1257+12 system.jpg|мини|Художествено представяне на пулсарна планета с ярки полярни сияния.]]

Към днешно време съществуват около 2000 познати неутронни звезди в [[Млечния път]] и [[Магелановите облаци]], по-голямата част от които са засечени като радио пулсари. Неутронните звезди са главно концентрирани по дължина на диска на Млечния път, макар да има и немалко перпендикулярно на диска.

Някои от по-близките до нас неутронни звезди са [[RX J1856.5-3754]], която е на около 400 [[светлинни години]] от Земята, и [[PSR J0108-1431]] на 424 светлинни години.<ref name="aaa496">{{cite journal |last1=Posselt |first1=B. |last2=Neuhäuser |first2=R. |last3=Haberl |first3=F. |title=Searching for substellar companions of young isolated neutron stars |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=496 |issue=2 |date=март 2009 |pages=533 – 545 |doi=10.1051/0004 – 6361/200810156 |bibcode=2009A&A...496..533P |arxiv=0811.0398 }}</ref> RX J1856.5 – 3754 е член на близка група от неутронни звезди, наречена „Великолепната седморка“.

== Планети ==
Неутронни звезди могат да поддържат [[екзопланети]]. Те могат да бъдат първични, с кратна орбита, уловени или резултат от втори етап на планетообразуване. Пулсарите могат да свалят атмосферата от звезда, оставяйки остатък с планетарна маса, който може да бъде счетен за [[хтоническа планета]] или за звезден обект, в зависимост от интерпретацията. При пулсарите, такива [[пулсарна планета|пулсарни планети]] могат да се засекат чрез отчитане на периодичните пулсации на пулсара, което позволява засичането на много по-малки планети, отколкото с други методи. Две системи са потвърдени по този начин. Първите засечени планети са Драугр, Полтъргайст и Фобетор около [[PSR B1257+12]], открита през 1992 – 1994 г. От тях, Драугр е най-малката засечена екзопланета някога, имаща маса два пъти по-голяма от тази на Луната. Пулсарните планети получават малко видима светлина, но получават голямо количество [[йонизираща радиация]] и високоенергийни звездни ветрове, което прави околната им среда по-скоро непригодна за живот.

== Източници ==
<references/>

[[Категория:Звезди]]