Неутронната звезда е много малка и плътна звезда, съставена почти изцяло от неутрони. Типичният радиус е около 11–11,5 километра, а масата им често се доближава до две пъти масата на Слънцето. Поради този голямо съотношение маса/обем те са сред най-плътните известни обекти във Вселената. Повечето неутронни звезди са останки от масивни звезди, които са експлодирали като свръхнова — при колапса на ядрото и последвалата експлозия вътрешните части се „сгъстяват“ до състояние, доминирано от неутрони.

Плътността на материята в неутронната звезда е сравнима с тази на ядрото на атома. Типичните стойности на плътността са от порядъка на 1017–1018 kg/m3 (ядрена плътност). Те имат силни магнитни полета, които могат да бъдат между около 108 и 1015 пъти по-силни от полето на Земята. Гравитационното поле на повърхността на неутронната звезда е изключително силно — типично около 2×1011 пъти по-силно от това на Земята, което означава, че бягането от повърхността изисква много голяма скорост.

За да си представите колко плътна е една неутронна звезда: ако вземете цялата маса на нашето Слънце (с диаметър 1 392 000 km) и я стесните до топка с диаметър около 19 km, ще получите нещо с плътност близка до неутронна звезда. Друг начин за илюстрация е: една чаена лъжичка материя от неутронна звезда би тежала порядъка на милиарди тонове (приблизително 6×1012 kg според някои оценки).

Неутронните звезди се въртят много бързо — периодите им варират от милисекунди (0,001 s) до десетки секунди (≈30 s). Те съществуват в различни класове: някои излъчват тесни снопове от електромагнитно лъчение и се наблюдават като пулсари. Други видове включват магнетарите — неутронни звезди с изключително силни магнитни полета — и бинарните пулсари, които са в двойни системи с друга звезда или неутронна звезда.

Температурата им при раждането е много висока — над 1011 K в протоневтронната фаза — а когато вече са охладени и видими, повърхностната им температура често е около 600 000 K. С времето те охлаждат, предимно чрез излъчване на неутрино и след това чрез рентгеново/оптично лъчение.

Как се образуват

Неутронните звезди се образуват най-често при колапс на ядрото на масивна звезда (>8–10 M⊙), когато горивото в центъра се изчерпи и налягането от термоядрена реакция вече не може да противодейства на гравитацията. Ядрото колабира рязко, протоните и електроните се комбинират в неутрони (через ултраетин процес, емитиращ голям брой неутрино) и вътрешността се превръща в много плътна материя. Външните слоеве на звездата се изхвърлят при взрива — свръхнова — а останалото компактно ядро става неутронна звезда.

Структура отвътре

  • Атмосфера и повърхност: тънък слой газ/плазма, често източник на рентгеново лъчение.
  • Кора (crust): твърда, решетъчна структура от йони и електрони; в по-дълбоките слоеве се появяват „неутронни капчици“ и радиативни ефекти.
  • Външно ядро: доминирано от свободни неутрони с малък процент протони и електрони; материята е вероятно свръхфлуидна/свръхпроводяща.
  • Вътрешно ядро (неясно): физиката тук е предмет на изследвания — възможни са екзотични форми на материя като хиперони, мезонни кондензати или дори разцепване на кварковете (неутронна звезда vs. кваркова звезда).

Физични характеристики и поведение

  • Ротация: някои неутронни звезди се въртят с периоди от милисекунди (наричат се милисекундни пулсари) до няколко десетки секунди. Рекордни стойности на въртене са от порядъка на 1.4 ms (≈716 Hz) за известния бърз пулсар PSR J1748−2446ad.
  • Магнитно поле: типично 108–1011 T (много по-силно от земното); при магнетарите може да достигне още по-големи стойности, което води до мощни рентгенови и гама-изблици.
  • Гравитация и релативистични ефекти: силната гравитация предизвиква значителен гравитационен червен и свиване на светлината; наблюденията на бинарни системи позволяват тестове на Общата теория на относителността.
  • Охлаждане и излъчване: при раждане се охлаждат чрез неутрино; по-късно се наблюдават в рентгенов диапазон чрез термално лъчение от повърхността и чрез магнитно-зависимо излъчване.
  • Гличове и „звездни трусове“: внезапни промени на ротационната честота (гличове) се свързват с взаимодействия между кората и суперфлуидното вътрешно ядро или със „звездни трусове“ (starquakes).

Наблюдение и научно значение

Пулсарите се използват като изключително прецизни „астрономически часовници“ — позволяват изследване на гравитацията, измерване на маси в астрофизични системи и намиране на двойни неутронни звезди. Сливане на две неутронни звезди (или неутронна звезда и черна дупка) отделя голямо количество енергия под формата на гравитационни вълни и електромагнитно излъчване — събитие като GW170817 показа, че такива сливане са източник на тежки елементи чрез r-процес (злато, платина и др.) и генерират „килонова“ светлина в оптичния/инфрачервения диапазон.

Интересни факти

  • Една чаена лъжичка материя от неутронна звезда би тежала милиарди тонове — това илюстрира екстремната плътност.
  • Някои неутронни звезди (милисекундни пулсари) се въртят с честота стотици пъти в секунда; най-бързият регистриран пулсар има период около 1,4 ms.
  • Магнетарите могат да произвеждат мощни рентгенови и гамави изблици — най-големите флеъри могат временно да променят условията в околността.
  • Двойните системи с неутронни звезди позволиха първите директни тестове на гравитационни вълни и предоставиха данни за максималната маса, при която неутронна звезда остава стабилна преди да колабира в черна дупка.
  • Проучването на неутронните звезди ни дава уникална лаборатория за физиката на материята при екстремни плътности, недостъпна на Земята.

Неутронните звезди продължават да бъдат активна област на изследване — наблюденията в рентгенов, радиовълнов и гравитационновълнов диапазон, както и теоретичните модели на ядрена материя, помагат да разберем границите на физиката при екстремни условия.