мини| Средишна неутронска ѕвезда во срцето на Раковидната Маглина. мини| Зрачењето од брзо вртечкиот пулсар PSR B1509-58 прави блискиот гас да емитува рендгенски зраци (златна боја) и го осветлува остатокот од маглината, овде гледано во инфрацрвено (сино и црвено). Неутронска ѕвезда ― пропаднато јадро на масивна ѕвезда суперџин. Тоа е резултат на експлозијата на супернова на масивна ѕвезда - комбинирана со гравитациски колапс - која го притиска јадрото покрај густината на белите џуџести ѕвезди до онаа на атомските јадра. Освен црните дупки, неутронските ѕвезди се најмалата и најгустата позната класа на ѕвездени тела. Тие имаат полупречник од редот на 10 км и маса од околу . Ѕвездите кои пропаѓаат во неутронски ѕвезди имаат вкупна маса помеѓу 10 и 25 сончеви маси (), или можеби повеќе за оние кои се особено богати со елементи потешки од водородот и хелиумот.
Откако ќе настанат, неутронските ѕвезди веќе активно не создаваат топлина и се ладат со текот на времето, но тие сè уште може да еволуираат понатаму преку судири или насобирање. Повеќето од основните модели за овие тела наведуваат дека тие се составени речиси целосно од неутрони, бидејќи крајниот притисок предизвикува електроните и протоните присутни во нормалната материја да се комбинираат во дополнителни неутрони. Овие ѕвезди се делумно поддржани против понатамошна пропаст со притисок на неутронско изродување, исто како што белите џуџиња се поддржани против пропаст со изроден притисок на електрони. Сепак, ова само по себе не е доволно за да биде одржано тело над . и одбивните јадрени сили сè повеќе придонесуваат за поддршка на помасивни неутронски ѕвезди. Ако преостанатата ѕвезда има маса што ја надминува Толман-Опенхајмер-Волкофовата граница, која се движи од комбинацијата на притисокот на изродување и јадрените сили е недоволна за да ја поддржи неутронската ѕвезда, предизвикувајќи таа да пропадне и да создаде црна дупка. Најмасивната неутронска ѕвезда откриена досега, PSR J0952-0607, е проценувана на .
Новонастанатите неутронски ѕвезди може да имаат површински температури од десет милиони келвини или повеќе. Меѓутоа, бидејќи неутронските ѕвезди не создаваат нова топлина преку соединување, тие незапирливо се ладат по нивното настанување. Последователно, една дадена неутронска ѕвезда достигнува површинска температура од еден милион келвини кога е стара помеѓу илјада и еден милион години."Q&A: Supernova Remnants and Neutron Stars", Chandra.harvard.edu (5 септември 2008) Сè уште е лесно да бидат откриени постарите и уште поладни неутронски ѕвезди. На пример, добро проучуваната неутронска ѕвезда, има просечна температура на површината од околу 434.000 келвини."Magnetic Hydrogen Atmosphere Models and the Neutron Star RX J1856.5−3754" (PDF), Wynn C. G. Ho et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 375, pp. 821-830 (2007), submitted December 6, 2006, ArXiv:astro-ph/0612145. The authors calculated what they considered to be "a more realistic model, which accounts for magnetic field and temperature variations over the neutron star surface as well as general relativistic effects," which yielded an average surface temperature of at a confidence level of 2𝜎 (95%); see §4, Fig. 6 in their paper for details. За споредба, Сонцето има делотворна температура на површината од 5.780 келвини."The Sun is less active than other solar-like stars" (PDF), Timo Reinhold et al., ArXiv:astro-ph.SR (4 мај 2020) ArXiv:2005.01401
Материјалот од неутронска ѕвезда е неверојатно густ: една кутија за чкорчиња со нормална големина што содржи материјал од неутронска ѕвезда би имала тежина од приближно 3 милијарди тони, иста тежина како парче од Земјата од 0,5 кубни километри (коцка со рабови од околу 800 метри) од земјината површина.
Како што ѕвезденото јадро се распаѓа, нејзината вртежна стапка се зголемува поради зачувувањето на аголниот моментум, така што новонастанатите неутронски ѕвезди обично се вртат до неколку стотици пати во секунда. Некои неутронски ѕвезди испуштаат зраци на електромагнетно зрачење што ги прави забележливи како пулсари, а откривањето на пулсарите од страна на Џослин Бел Бурнел и Ентони Хјуиш во 1967 година, бил првиот набљудувачки предлог дека постојат неутронски ѕвезди. Позната најбрзо вртежната неутронска ѕвезда е PSR J1748-2446ad, која врти со брзина од 716 пати во секунда. или 43.000 вртежи во минута, давајќи линеарна (тангенцијална) брзина на површината од редот од 0,24c (т.е. скоро четвртина од брзината на светлината).
Сметано е дека има околу една милијарда неутронски ѕвезди во Млечниот Пат, и најмалку неколку стотици милиони, бројка добиена со проценка на бројот на ѕвезди кои претрпеле експлозии на супернова. Сепак, многу од нив постојат долго време и значително се оладиле. Овие ѕвезди зрачат многу малку електромагнетно зрачење; повеќето неутронски ѕвезди кои биле откриени се појавуваат само во одредени ситуации во кои тие навистина зрачат, како на пример ако се пулсар или дел од двоен систем. Неутронските ѕвезди кои бавно се вртат и не се насобирачки, тешко се откривани, поради отсуството на електромагнетно зрачење; сепак, од откривањето на RX J1856.5−3754 од страна на Вселенскиот телескоп „Хабл“ во 1990-тите, откриени биле неколку блиски неутронски ѕвезди кои се чини дека емитуваат само топлинско зрачење.
Неутронските ѕвезди во двојните системи можат да подлежат на насобирање, во тој случај тие испуштаат големи количини на рендгенски зраци. За време на оваа постапка, материјата се депонира на површината на ѕвездите, образувајќи „жаришта“ кои спорадично може да бидат идентификувани како рендгенски пулсар. Дополнително, таквите насобирања се способни да ги „рециклираат“ старите пулсари, предизвикувајќи тие да добијат маса и да се вртат исклучително брзо, правејќи милисекундни пулсари. Понатаму, двојни системи како овие продолжуваат да се развиваат, при што многу придружници на крајот стануваат збиени тела како што се бели џуџиња или самите неутронски ѕвезди, иако другите можности вклучуваат целосно уништување на придружникот преку аблација или судир.
Проучувањето на системите на неутронски ѕвезди е главно во астрономијата на гравитациските бранови. Спојувањето на двојните неутронски ѕвезди произведува гравитациски бранови и може да биде поврзано со килонови и гама-изблици. Во 2017 година, посетите на Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница, и интерферометарот „Вирго“, го забележале GW170817, првото директно откривање на гравитациски бранови од таков настан. Пред ова, индиректните докази за гравитацските бранови биле заклучени со проучување на гравитацијата зрачена од орбиталното распаѓање на различен тип (неспоен) двоен неутронски систем, Халс-Тејлоровиот Пулсар.
Настанување мини|Поедноставен приказ на настанување на неутронски ѕвезди. Секоја ѕвезда од главната низа со почетна маса поголема од (осум пати поголема од масата на Сонцето) има потенцијал да стане неутронска ѕвезда. Како што ѕвездата еволуира подалеку од главната низа, ѕвездената нуклеосинтеза создава јадро богато со железо. Кога целото јадрено гориво во јадрото е исцрпено, јадрото мора да биде поддржано само со притисок на изродување. Понатамошните наслаги на маса од согорувањето на надворешните слоеви предизвикуваат јадрото да ја надмине Чандрасекаровата граница. Притисокот на електронско изродување е надминат, а јадрото дополнително се распаѓа, предизвикувајќи температурите да се покачат до над (5 милијарди келвини). На овие температури се јавува фотодезинтеграција (разградување на железните јадра во алфа честички поради високоенергетските гама-зраци). Како што температурата на јадрото продолжува да расте, електроните и протоните се комбинираат за да образуваат неутрони преку фаќање електрони, ослободувајќи мноштво неутрина. Кога густините ќе достигнат јадрена густина од , комбинација на одбивност на силно заемодејство и притисок на изродување на неутрони, ја запира контракцијата. Надворешната обвивка на ѕвездата е запрена и брзо е фрлана нанадвор од тек на неутрина произведени при создавањето на неутроните, што резултира со супернова и оставајќи зад себе неутронска ѕвезда. Меѓутоа, ако остатокот има маса поголема од околу , наместо тоа, таа станува црна дупка.
Бидејќи јадрото на масивната ѕвезда е притиснато за време на супернова од типот II или супернова од типот Ib или тип Ic, и пропаѓа во неутронска ѕвезда, таа го задржува најголемиот дел од својот аголен импулс. Бидејќи има само мал дел од полупречникот на својот родител (нагло го намалува моментот на инерција), неутронската ѕвезда настанува со многу голема брзина на вртење, а потоа, во текот на многу долг период, таа се забавува. Познати се неутронските ѕвезди кои имаат периоди на вртење од околу 1,4 мс до 30 с. Густината на неутронската ѕвезда и дава многу висока површинска гравитација, со вообичаени вредности кои се движат од 1012 до 1013 м/с2 (повеќе од 1011 пати повеќе од Земјата). Една мерка за таквата огромна гравитација е фактот дека неутронските ѕвезди имаат брзина на бегство од над половина од брзината на светлината. Гравитацијата на неутронската ѕвезда го забрзува паѓањето на материјата до огромна брзина, а плимните сили во близина на површината можат да предизвикаат шпагетификација.
Својства
Состојбена равенка Состојбената равенка на неутронските ѕвезди моментално не е позната. Тоа е затоа што неутронските ѕвезди се второто најгусто познато тело во универзумот, само помалку густи од црните дупки. Крајната густина значи дека не постои начин да биде ископиран материјалот на Земјата во лаборатории, на кој начин се испитувани равенките на состојбата за други работи како идеални гасови. Најблиската неутронска ѕвезда е оддалечена многу парсеци, што значи дека не постои изводлив начин директно да биде проучувана. Иако е познато дека неутронските ѕвезди треба да бидат слични на изроден гас, тие не може да бидат моделирани строго како еден (како што се белите џуџиња) поради крајната гравитација. Општата релативност мора да биде земена во предвид за равенката на состојбата на неутронската ѕвезда бидејќи Њутновата гравитација повеќе не е доволна во тие услови. Мора да бидат земени во предвид и ефектите како што се квантната хромодинамика (КХД), суперспроводливоста и суперфлуидноста.
При извонредно високата густина на неутронските ѕвезди, обичната материја е притисната до јадрена густина. Поточно, материјата се движи од јадра вградени во мноштво од електрони со мала густина во надворешната кора, до структури кои се повеќе богати со неутрони во внатрешната кора, до еднооблична материја која е крајно богата со неутрони во надворешното јадро и можеби егзотични состојби на материја со висока густина во внатрешното јадро.
Разбирањето на природата на материјата присутна во различните слоеви на неутронските ѕвезди и фазните премини што се случуваат на границите на слоевите е главен нерешен проблем во фундаменталната физика. Равенката на состојбата на неутронската ѕвезда шифрира информации за структурата на неутронската ѕвезда и на тој начин ни кажува како материјата се однесува при крајните густини што се наоѓаат во неутронските ѕвезди. Ограничувањата на равенката на состојбата на неутронската ѕвезда потоа би обезбедиле ограничувања за тоа како функционира силната сила на стандардниот модел, што би имало длабоки импликации за јадрената и атомската физика. Ова ги прави неутронските ѕвезди природни лаборатории за истражување на фундаменталната физика.
На пример, егзотичните состојби кои можат да бидат најдени во јадрата на неутронските ѕвезди се типови на квантнохромодинамична материја. При крајни густини во средиштата на неутронските ѕвезди, неутроните се нарушуваат и создаваат мноштво од кваркови. Равенката на состојбата на оваа материја е регулирана со законите на квантната хромодинамика и бидејќи квантнохромодинамична материја не може да биде направена во ниту една лабораторија на Земјата, повеќето од сегашните сознанија за тоа се само теоретски.