Нейтронна зоря — зоря на завершальному етапі своєї еволюції, що не має внутрішніх джерел енергії та складається переважно з нейтронів, які перебувають у стані виродженого фермі-газу, із невеликою домішкою інших частинок. Густина такого об'єкта сумірна з густиною атомного ядра і з усіх зоряних об'єктів поступається хіба що густинам чорних дір. Нейтронні зорі виникають внаслідок гравітаційного колапсу ядер зір з початковими масами від 8-10 до приблизно 25-30 (легші зорі в кінці свого життя утворюють білі карлики, а важчі — чорні діри). Формування нейтронної зорі супроводжується вибухом наднової. Радіус нейтронних зір становить порядку 10 км, а маса — близько 1,4 маси Сонця ().

Вважають, що в Чумацькому Шляху існує близько мільярда нейтронних зір і щонайменше кілька сотень мільйонів — за оцінками, отриманими на основі кількості зір, що пережили вибухи наднових. Однак багато з них існують уже дуже давно й значно охололи. Спочатку вважали, що через слабке випромінювання нейтронні зорі буде важко виявити. Проте згодом з'ясувалося, що зорі, які обертаються, випромінюють радіацію. Більшість виявлених нейтронних зір є пульсарами або входять до складу подвійних систем.

Нейтронні зорі в подвійних системах із зорями головної послідовності можуть притягувати газ від свого компаньйона — цей процес називають акрецією. Такі подвійні системи продовжують еволюціонувати, і багато компаньйонів зрештою стають компактними об'єктами, наприклад білими карликами або самими нейтронними зорями, хоча можливі й інші сценарії, зокрема повне руйнування компаньйона внаслідок абляції або зіткнення.

Дослідження систем нейтронних зір має ключове значення для гравітаційно-хвильової астрономії. Злиття подвійних нейтронних зір породжує гравітаційні хвилі, кілонові й короткі гамма-спалахи. Пульсар Галса — Тейлора, система з двох нейтронних зір, дав перше непряме свідчення існування гравітаційних хвиль, а зафіксована 2017 року обсерваторіями LIGO й Virgo подія GW170817 стала першим прямим виявленням гравітаційних хвиль від злиття нейтронних зір.

Історія відкриттів

1931 року, ще до відкриття нейтрона, Лев Ландау обговорював існування надкомпактних зір, у яких «атомні ядра входять у тісний контакт, утворюючи одне гігантське ядро», що, однак, було б не зовсім коректно вважати теоретичним передбаченням нейтронних зір. 1932 року Джеймс Чедвік відкрив нейтрон, а вже в грудні 1933 року Вальтер Бааде та Фріц Цвіккі на засіданні Американського фізичного товариства запропонували існування нейтронних зір (матеріали конференції опубліковано в січні 1934 року). Намагаючись пояснити походження наднових, вони висловили припущення, що під час вибухів наднових звичайні зорі перетворюються на зорі, які складаються з надзвичайно щільно упакованих нейтронів, і назвали їх нейтронними зорями. Бааде й Цвіккі правильно припустили, що джерелом енергії наднових є вивільнення гравітаційної енергії зв'язку нейтронних зір: «У процесі наднової маса у великих масштабах анігілює».

Нейтронні зорі вважали надто тьмяними для виявлення, тому до листопада 1967 року їм приділяли мало уваги, аж поки не зазначив, що якщо нейтронні зорі обертаються й мають сильні магнітні поля, то вони повинні випромінювати електромагнітні хвилі. Незалежно від нього радіоастроном Ентоні Г'юїш та його аспірантка Джоселін Белл Бернелл у Кембриджі невдовзі виявили радіоімпульси від зір пульсарів. Пульсар Крабоподібної туманності Ентоні Г'юїш і спостерігали ще 1965 року як «незвичайне джерело радіовипромінювання з високою яскравісною температурою», але лише 1968 року і його колеги за допомогою обсерваторії Аресібо відкрили період його пульсацій мс. Після цього відкриття вчені дійшли висновку, що пульсари є швидко обертовими нейтронними зорями. 1974 року Ентоні Г'юїш отримав Нобелівську премію з фізики «за вирішальну роль у відкритті пульсарів» без Джоселін Белл Бернелл, яка брала участь у відкритті.

1967 року Йосип Шкловський дослідив рентгенівські та оптичні спостереження і правильно дійшов висновку, що випромінювання походить від нейтронної зорі на стадії акреції. У 1971 році Ріккардо Джакконі й співавтори відкрили пульсації з періодом 4,8 секунди у рентгенівському джерелі Центавр X-3, пояснивши його світність акрецією газу на поверхню нейтронної зорі. 1982 року та його колеги відкрили перший мілісекундний пульсар, PSR B1937+21. Його висока частота обертання, 642 оберти на секунду, наклала фундаментальні обмеження на масу й радіус нейтронних зір. Пізніше астрономи відкрили багато інших мілісекундних пульсарів, однак PSR B1937+21 залишався найшвидше відомим пульсаром протягом 24 років, аж до відкриття PSR J1748-2446ad (який обертається приблизно 716 разів на секунду). У 2010 році Пол Деморест і його колеги за допомогою ефекту Шапіро виміряли рекордно високу масу мілісекундного пульсара , , що наклало суворі обмеження на моделі внутрішньої будови нейтронних зір. А 2013 року та його колеги за допомогою спектроскопії білого карлика виміряли масу , , підтвердивши іншим методом існування настільки масивних нейтронних зір.

Нейтронні зорі допомогли здійснити кілька важливих відкриттів у загаліній теорії відносності. 1974 року Джозеф Тейлор і Рассел Галс відкрили перший подвійний пульсар — PSR B1913+16, який складається з двох нейтронних зір (одна з яких спостерігається як пульсар), що обертаються навколо спільного центра мас. Спостереження скорочення з часом періоду обертання цієї подвійної системи дало перше непряме підтвердження існування гравітаційних хвиль, принісши Тейлору й Галсу Нобелівську премію з фізики 1993 року. У 2003 році та її колеги відкрили першу подвійну систему нейтронних зір, у якій обидва компоненти спостерігаються як пульсари — PSR J0737−3039. Ця система дала змогу перевірити загальну теорію відносності зі ще вищою точністю. У серпні 2017 року обсерваторії LIGO та Virgo вперше зареєстрували гравітаційні хвилі, породжені зіткненням нейтронних зір (GW170817). А 2023 року за допомогою масиву таймінгу пульсарів вдалося вперше зареєструвати гравітаційно-хвильовий фон.

Утворення

Будь-яка зоря головної послідовності з початковою масою понад потенційно може стати нейтронною зорею. У процесі еволюції зорі після сходження з головної послідовності зоряний нуклеосинтез утворює ядро, багате на залізо. Коли все ядерне паливо в ядрі вичерпується, його може підтримувати лише тиск виродження. Подальше накопичення маси внаслідок горіння в оболонках змушує ядро перевищити межу Чандрасекара. Тиск виродженого електронного газу вже не може протидіяти стисканню, і ядро продовжує колапсувати, через що температура зростає до понад . За таких температур відбувається фотодезінтеграція — розпад ядер заліза на альфа-частинки під дією високоенергетичних гамма-променів. Коли температура ядра продовжує зростати, електрони й протони через електронне захоплення об'єднуються в нейтрони, вивільняючи потужний потік нейтрино. Коли густина досягає ядерної густини , поєднання відштовхування завдяки сильній взаємодії та тиску виродження нейтронів зупиняє стискання. Стискання зовнішньої оболонки зорі припиняється, і потік нейтрино, що виник під час утворення нейтронів, швидко викидає її назовні, спричиняючи вибух наднової й залишаючи після себе нейтронну зорю. Однак якщо маса залишку перевищує приблизно , він перетворюється на чорну діру. Спостереження гравітаційних хвиль від злиття нейтронних зір GW170817, яке, як вважають, невдовзі після цього породило чорну діру, уточнили оцінку граничної маси до приблизно ~ Primary sources: .

Коли ядро масивної зорі стискається під час вибуху наднової типу II, типу Ib або типу Ic і колапсує в нейтронну зорю, воно зберігає більшу частину свого моменту імпульсу. Оскільки радіус нейтронної зорі набагато менший за радіус батьківської зорі (а отже, її момент інерції різко зменшується), вона формується з дуже великою швидкістю обертання, а потім протягом дуже тривалого часу поступово сповільнюється. Відомі нейтронні зорі з періодами обертання приблизно від 1,4 мс до 30 с. Густина нейтронної зорі також зумовлює надзвичайно високу поверхневу гравітацію — типові значення лежать у межах від до 1013 м/с2. Одним із проявів такої великої гравітації є те, що друга космічна швидкість для нейтронних зір перевищує половину швидкості світла Гравітація нейтронної зорі прискорює речовину, що падає на неї, до колосальних швидкостей, а припливні сили поблизу поверхні можуть спричиняти спагетіфікацію.

Будова нейтронних зір

Сучасне розуміння будови нейтронних зір ґрунтується на математичних моделях, однак деякі подробиці можна з'ясувати завдяки дослідженням коливань нейтронних зір методами астросейсмології. У земних умовах поки що неможливо відтворити стан речовини всередині нейтронних зір.

Сучасні моделі припускають, що речовина на поверхні нейтронної зорі складається зі звичайних атомних ядер, стиснених у тверду ґратку, занурену в море електронів. Ймовірно, ядра на поверхні складаються з заліза через його високу енергія зв'язку на нуклон. Також можливо, що важкі елементи, такі як залізо, просто занурюються під поверхню, залишаючи лише легкі ядра, наприклад гелій і водень. Якщо температура поверхні перевищує (як у випадку молодого пульсара), поверхня має бути рідкою, а не твердою, як у холодніших нейтронних зір (з температурою < ).

Зовнішні шари нейтронної зорі складаються з атмосфери заввишки від кількох міліметрів до сантиметрів, яка плавно переходить в «океан» кулонівської рідини з глибиною від кількох метрів до десятків метрів. Їхню динаміку визначають період обертання нейтронної зорі та її магнітне поле. Під океаном лежить тверда кора. Через надзвичайно сильне гравітаційне поле ця кора є дуже твердою та майже ідеально гладкою (максимальні нерівності поверхні мають порядок міліметрів або менше).

З глибиною кількість нейтронів у ядрах зростає; на Землі такі ядра швидко розпалися б, однак у нейтронній зорі їх стабілізує колосальний тиск. Зі збільшенням глибини посилюється відрив нейтронів, і концентрація вільних нейтронів стрімко зростає.

У нейтронних зорях відрив нейтронів є точкою переходу, коли ядра стають настільки багатими на нейтрони, що вже не можуть утримувати додаткові нейтрони, через що формується море вільних нейтронів. Це море створює додатковий тиск, який підтримує структурну цілісність зорі та запобігає гравітаційному колапсу. Відрив нейтронів відбувається у внутрішній корі нейтронної зорі й починається тоді, коли густина стає настільки великою, що ядра більше не можуть утримувати додаткові нейтрониSorlin, O. and Porquet, M. (2008)..

На початку відриву нейтронів тиск нейтронів, електронів і сумарний тиск у зорі приблизно однакові. У міру зростання густини нейтронної зорі ядра руйнуються, і тиск нейтронів починає домінувати. Коли густина досягає значення, за якого ядра торкаються й зливаються, утворюється рідина з нейтронів із домішкою електронів і протонів. Цей перехід і є відривом нейтронів — моментом, коли головним джерелом тиску в нейтронній зорі стають не вироджені електрони, а нейтрони.

За дуже високих густин головною силою стає нейтронний тиск, що утримує зорю від колапсу; при цьому нейтрони залишаються нерелятивістськими (рухаються зі швидкостями, значно меншими за швидкість світла) й надзвичайно стисненими. Однак за ще вищих густин нейтрони починають рухатися з релятивістськими швидкостями (близькими до швидкості світла). Такі швидкості суттєво збільшують загальний тиск у зорі, змінюючи її стан рівноваги й потенційно приводячи до утворення екзотичних станів речовини.