Неутронните звезди са вид звезди,Neutron Stars: Definition & Facts | Space най-често срещаните в края на звездната еволюция. Горната гранична стойност за масата на неутронните звезди е от порядъка на 2,5 – 3 слънчеви маси (граница на Толман—Опенхаймер—Волков). При нея веществото е подложено на толкова голям гравитационен натиск, че налягането на електронния газ не е в състояние да спре по-нататъшния срив и атомните ядра се разпадат до протони и неутрони, а протоните се свързват с електроните и се превръщат в неутрони. Така неутронните звезди са изградени изцяло от неутрони, като плътността на веществото в центъра на неутронните звезди е огромна – 1012 kg/cm3. 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. Магнитното поле образувано от тях е изключително силно – индукцията му на повърхността на звездата достига до 108 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 пулсари. 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 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 Главната последователност с начална маса поне 8 пъти по-голяма от масата на слънцето (8 M☉) 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 налягане на изроденост. По-нататъшни натрупвания на маса от изгарянето на обвивката карат ядрото да надхвърли границата на Чандрасекар. Налягането на изроденост на електроните се преодолява и ядрото продължава да се срива в себе си, достигайки температури до 5×109 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 неутрони чрез електронно улавяне, излъчвайки голямо количество неутрино. Когато плътността достигне ядрена плътност от около 4×1017 kg/m3, 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☉, той продължава да се срива и образува черна дупка.
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 ъгловия си момент. Но тъй като разполага само с малка част от радиуса на родителя си (поради което 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 1012 и 1013 m/s2 (над 1011 пъти тази на Земята). 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 слънчеви маси. Най-голямата наблюдавана маса на неутронна звезда е около 2,01 слънчеви маси (PSR J0348+0432). По принцип компактни звезди с по-малка маса от 1,39 M☉ са бели джуджета, а компактни звезди с маса между 1,4 и 3 M☉ са неутронни звезди. При над 10 M☉ звездният остатък би преодолял налягането на изроденост на неутроните и гравитационният колапс би произвел черна дупка, макар най-малката наблюдавана маса у звездна черна дупка да е около 5 M☉.Black Holes
Температурата в новообразувана неутронна звезда е варира от 1011 до 1012 K. Обаче, огромното количество неутрино, което излъчва, изнася толкова много енергия, че температурата на изолирана неутронна звезда спада за години до около 106 K. При тази температурата, повече от светлината, генерирана от звездата, попада в рентеновия диапазон.
Плътност и налягане Неутронните звезди имат обща плътност, варираща от 3,7×1017 до 5,9×1017 kg/m3, което е съпоставимо с относителна плътност на атомно ядро от 317 kg/m3. Плътността на неутронната звезда варира от 1×109 kg/m3 на повърхността до около 6×1017 или 8×1017 kg/m3 (по-голяма плътност от атомно ядро) във вътрешността на звездата. Неутронната звезда е толкова плътна, че една чаена лъжица (5 милилитра) от материала ѝ би имала маса от над 5,5×1012 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). В огромното гравитационно поле на неутронна звезда, нейната тежест би била 1,1×1012 kg/cm3, което е около 15 пъти теглото на Луната. Налягането расте от около 3,2×1031 до 1,6×1034 Pa от вътрешната кора до центъра на звездата.
Уравнението на състоянието на материята при такава голяма плътност не се знае с точност, поради теоретичните предизвикателства, свързани с екстраполацията на вероятното поведение на квантовата хромодинамика, свръхпроводимостта и свръхфлуидността 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 парсека разстояние.
Неутронната звезда има някои от свойствата на атомното ядро, включително плътността и състава от нуклони. В други отношения обаче неутронните звезди са много различни от атомните ядра. Ядрото се поддържа от силното ядрено взимодействие, докато неутронната звезда се поддържа от гравитацията. Плътността на ядрото е равномерна, докато неутронните звезди вероятно се съставени от различни слоеве с различен състав и плътности.
Магнитно поле Големината на магнитното поле на повърхността на неутронните звезди варира от около 104 до 1011 T. 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 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.
Неутронни звезди, познати като магнетари, имат най-мощните магнитни полета, от порядъка на 108 – 1011 T и са се превърнали в широко приетата хипотеза за видове неутронни звезди, които са източници на меки повтарящи се гама лъчи и аномални рентгенови пулсари. Магнитната плътност на поле с големина 108 T е огромна и надминава плътността на масата и енергията на обикновената материя.Eric Weisstein's World of Physics Полетата с такава големина са способни да поляризират вакуума до точка, при която вакуумът става двойнопречупващ. Фотоните могат да се сливат или да се разделят на две и се 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.
Произходът на силното магнитно поле все още не е изяснен. Според една хипотеза, то се запазва от първоначалния магнитен поток по време на образуването на неутронната звезда. 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.
Гравитация и уравнение на състоянието
Гравитационното поле на повърхността на неутронна звезда е около 2×1011 пъти по-голямо, отколкото на Земята – 2×1012 m/s2. 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. Ако радиусът на неутронната звезда е 3GM/c2 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, ). 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. Обаче, дори и преди удара, приливната сила би причинила спагетификация, превръщайки всеки нормален обект на поток от материя.
Поради огромната гравитация, 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.