Просмотр кода страницы Нейтронная звезда

[[Файл:Neutron star cross section ru.svg|thumb|Строение нейтронной звезды]]
[[Файл:Neutron star collision.ogv|thumb|Столкновение двух звёзд]]
'''Нейтро́нная звезда́''' — [[астрономический объект|космическое тело]], являющееся одним из возможных результатов [[Эволюция звёзд|эволюции звёзд]], состоящее в основном из [[нейтрон]]ной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (около 1 км) корой вещества в виде тяжёлых [[Атомное ядро|атомных ядер]] и [[электрон]]ов.

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой [[Солнце|Солнца]], но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 [[километр]]ов. Поэтому средняя [[плотность]] вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем {{val|2,8|e=17|u=кг/м<sup>3</sup>}}). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует [[Вырожденный газ#Нейтронное вырождение|давление ядерного вещества]], возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью осевого вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду, и чрезвычайно сильным магнитным полем — до 10<sup>11</sup> [[Тесла (единица измерения)|Тл]]<ref>{{Cite web |url=https://bigenc.ru/c/magnitary-0ec7e2 |title=Магнитары |work=[[Большая российская энциклопедия]] |access-date=2023-08-10 |archive-date=2023-06-03 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230603223653/https://bigenc.ru/c/magnitary-0ec7e2 |deadlink=no }}</ref>. По современным представлениям, нейтронные звёзды возникают в результате вспышек [[Сверхновая звезда|сверхновых звёзд]].

== Формирование ==
[[Файл:Neutronstarsimple-ru.svg|мини|300px|Упрощённая схема образования нейтронных звёзд]]
Любая звезда [[Главная последовательность|главной последовательности]] с начальной массой, более чем в 8 раз превышающей массу Солнца ({{Масса Солнца|8}}), может в процессе эволюции превратиться в нейтронную звезду. По мере эволюции звезды в её недрах выгорает весь водород, и звезда сходит с [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Некоторое время энерговыделение в звезде обеспечивается синтезом более тяжёлых ядер из ядер [[Гелий|гелия]], но этот синтез заканчивается после того, как все более лёгкие ядра превратятся в ядра с атомным номером, близким к атомному номеру железа — элементам с наибольшей энергией связи ядер.

Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активная зона поддерживается от гравитационного сжатия только давлением [[Квантовый газ|вырожденного электронного газа]].

При дальнейшем сжатии внешних слоёв звезды, где ещё продолжаются термоядерные реакции синтеза, по мере выгорания лёгких ядер сжатие ядра звезды увеличивается, и масса ядра звезды начинает превышать [[предел Чандрасекара]]. Давление вырожденного электронного газа становится недостаточным для поддержания гидростатического равновесия, и ядро начинает быстро уплотняться, в результате чего его температура поднимается выше {{Val|5|e=9|u=K}}. При таких температурах происходит [[Фотоядерная реакция|фотодиссоциация]] ядер железа на [[Альфа-частица|альфа-частицы]] под действием жёсткого гамма-излучения. При последующем увеличении температуры происходит слияние электронов и протонов в нейтроны в процессе [[Электронный захват|электронного захвата]]. В соответствии с [[Лептонное число|законом сохранения лептонного заряда]] при этом образуется мощный поток электронных [[нейтрино]].

Когда плотность звезды достигает ядерной плотности {{Val|4|e=17|u=кг/м<sup>3</sup>}}, давление вырожденного нейтронного [[Ферми-газ|идеального газа Ферми — Дирака]] останавливает сжатие. Падение внешней оболочки звезды на нейтронное ядро останавливается, и она отбрасывается от ядра звезды потоком нейтрино, так как при очень высоких температурах в схлопывающейся оболочке вещество оболочки становится непрозрачным для нейтрино, при этом звезда превращается в сверхновую. После рассеивания внешней оболочки от звезды остаётся звёздный остаток — нейтронная звезда.

Если масса этого остатка превышает 3 {{Масса Солнца|3}}, то коллапс звезды продолжается, и возникает [[чёрная дыра]]<ref>{{книга |заглавие=The Birth of Stars and Planets |издание=illustrated |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |год=2006 |isbn=978-0-521-80105-8 |страницы=207 |ссылка=https://books.google.com/books?id=Pwy9OtT8u6QC&pg=PA207 |автор=Bally, John; Reipurth, Bo }}</ref>.

По мере того, как ядро массивной звезды сжимается во время взрыва [[Сверхновая типа II|сверхновой II типа]], [[Сверхновая звезда|сверхновой]] Ib типа или Ic типа и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет бо́льшую часть своего исходного [[Момент импульса|углового момента]]. Но поскольку радиус остатка звезды во много раз меньше радиуса родительской звезды, [[момент инерции]] остатка резко уменьшается, и в соответствии с [[Закон сохранения момента импульса|законом сохранения момента импульса]] нейтронная звезда приобретает очень высокую угловую скорость вращения, которая постепенно уменьшается в течение очень длительного времени. Известны нейтронные звезды с периодами вращения от 1,4 мс до 30 мс.

Большой плотностью нейтронной звезды при малых размерах обусловлено её очень высокое [[поверхностная гравитация|ускорение свободного падения на поверхности]] с типичными значениями, лежащими в диапазоне от 10<sup>12</sup> до 10<sup>13</sup> м/с<sup>2</sup>, что более чем в 10<sup>11</sup> раз больше, чем на поверхности [[Земля|Земли]]<ref name="Haensel">{{книга |заглавие=Neutron Stars |isbn=978-0-387-33543-8 |издательство=Springer |ref=Haensel |автор=Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. |год=2007 }}</ref>. При таком высоком тяготении нейтронные звезды имеют [[Вторая космическая скорость|скорость убегания]] в диапазоне от 100 000 км/с до 150 000 км/с, то есть от трети до половины [[Скорость света|скорости света]]. Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающее на неё вещество до огромных скоростей. Сила его удара, вероятно, достаточна для разрушения атомов падающего вещества и может превратить это вещество в нейтроны.

== Общие сведения ==
[[Файл:White dwarf vs neutron star.svg|240px|мини|справа|Сравнение размеров нейтронной звезды (в верхнем левом углу) радиусом 10 км с [[Белый карлик|белым карликом]] радиусом 6000 км, близким к земному]]
Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство имеют массу в интервале от 1,3 до 1,5 масс [[Солнце|Солнца]], что близко к значению [[предел Чандрасекара|предела Чандрасекара]]. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,16<ref>{{Cite web |url=https://nplus1.ru/news/2018/01/17/NS-max-mass |title=Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд |author=Дмитрий Трунин |publisher=[[N + 1]] |accessdate=2018-01-18 |archive-date=2019-03-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190325034301/https://nplus1.ru/news/2018/01/17/NS-max-mass |deadlink=no}}</ref> солнечных масс. Самые массивные нейтронные звёзды из известных — [[Паруса X-1|Vela X-1]] (имеет массу не менее 1,88 ± 0,13 солнечных масс на уровне [[Дисперсия случайной величины|1σ]], что соответствует [[Статистическая значимость|уровню значимости]] α ≈ 34 %)<ref>{{статья |автор=H. Quaintrell и др. |ссылка=https://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...401..313Q |заглавие=The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel |издание=[[Astronomy and Astrophysics]] |номер=401 |год=апрель 2003 |страницы=313—323 |arxiv=astro-ph/0301243 |язык=en |издательство=[[EDP Sciences]] |archivedate=2019-04-08 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190408191310/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...401..313Q }}</ref>, {{нп4|PSR J1614–2230}} (с оценкой массы 1,97 ± 0,04 солнечных)<ref>{{статья
| автор    = Demorest P. B., Pennucci T., Ransom S. M., Roberts M. S. E., Hessels J. W. T.
| заглавие = A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay
| doi      = 10.1038/nature09466
| язык     = en
| издание  = Nature
| год      = 2010
| том      = 467
| страницы = 1081—1083
}}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.rian.ru/science/20101029/290413568.html |title=«Сверхтяжёлая» нейтронная звезда отрицает теорию «свободных» кварков |publisher=[[РИА Новости]] |date=2010-10-29 |accessdate=2010-10-30 |archiveurl=https://www.webcitation.org/6BSbZNypf?url=http://www.ria.ru/science/20101029/290413568.html |archivedate=2012-10-16 |deadlink=no}}</ref>, [[PSR J0348+0432]] (с оценкой массы 2,01 ± 0,04 солнечных) и, наконец, [[J0740+6620|PSR J0740+6620]] (с оценкой массы по разным данным 2,14 или 2,17 солнечных). Гравитационному сжатию нейтронных звёзд препятствует давление [[Вырожденный газ|вырожденного нейтронного газа]]. Максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся [[Предел Оппенгеймера — Волкова|пределом Оппенгеймера — Волкова]], которое сейчас неизвестно, так как [[уравнение состояния]] вещества при ядерных плотностях остаётся малоизученным. Существуют теоретические предположения, что при ещё большем увеличении плотности сверх ядерной плотности возможен переход вещества нейтронных звёзд в [[Кварковая звезда|кварковые звёзды]]<ref>[http://elementy.ru/news/431437 Рождению странных звёзд помогает тёмная материя?] ({{Wayback|url=http://elementy.ru/news/431437 |date=20111118224330 }}). Элементы большой науки, 2010.</ref>.

[[Магнитное поле]] на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10<sup>12</sup>—10<sup>13</sup> [[Гаусс (единица измерения)|Гс]] (для сравнения — у [[Земля|Земли]] около 1 Гс). Именно процессы в магнитосфере нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение [[пульсар]]ов. С 1990-х годов некоторые нейтронные звёзды стали причислять к [[магнетар]]ам — звёздам с магнитным полем порядка 10<sup>14</sup> Гс и выше.

При напряжённости магнитного поля выше «критического» значения {{val|4,414|e=13|u=Гс}}, при котором энергия взаимодействия [[Магнитный момент|магнитного момента]] [[электрон]]а с магнитным полем превышает его [[энергия покоя|энергию покоя]] ''m<sub>e</sub>c''<sup>2</sup>, становятся существенны специфические [[Специальная теория относительности|релятивистские]] эффекты, [[Поляризация вакуума|поляризация физического вакуума]] и т. д.

К 2022 году открыто более 3200 нейтронных звёзд<ref>{{Cite web |url=https://cosmicreflections.skythisweek.info/2022/08/25/peculiar-neutron-stars/ |title=Peculiar Neutron Stars |lang=en |website=Cosmic Reflections |access-date=2023-03-12 |archive-date=2023-03-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230312152839/https://cosmicreflections.skythisweek.info/2022/08/25/peculiar-neutron-stars/ |deadlink=no }}</ref>. Порядка 90 % из них — одиночные звёзды, остальные входят в кратные звёздные системы.

Всего же в нашей Галактике, по оценкам, могут находиться 10<sup>8</sup>—10<sup>9</sup> нейтронных звёзд, приблизительно одна нейтронная звезда на тысячу обычных звёзд.

Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость собственного движения (как правило, сотни км/с). В результате [[Аккреция|аккреции]] на поверхность нейтронной звезды межзвёздного газа нейтронная звезда может быть наблюдаема с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % всей излучаемой звездой энергии (соответствует 10 [[Абсолютная звёздная величина|абсолютной звёздной величине]])<ref>''Е. Шиховцев'' [http://mir.k156.ru/astrasti/astrasti2.html Визит нейтронной звезды] ({{Wayback|url=http://mir.k156.ru/astrasti/astrasti2.html |date=20140223210907 }}). 2013.</ref>.

== Строение ==
[[Файл:Neutron star cross section-ru.svg|thumb|left|Внутреннее строение нейтронной звезды. Плотность вещества в слоях указана в единицах ядерной плотности <math>\rho_0</math> (~{{val|2,8|e=17|u=кг/м<sup>3</sup>}})]]
[[Файл:Neutron Star cross section-ru.svg|thumb|left|Внутреннее строение нейтронной звезды. Плотность вещества в слоях указана в г/см<sup>3</sup>]]
В нейтронной звезде можно условно выделить пять слоёв: атмосфера, внешняя кора, внутренняя кора, внешнее ядро и внутреннее ядро.

Атмосфера нейтронной звезды — очень тонкий слой плазмы (от десятков сантиметров у горячих звёзд, до миллиметров у холодных), в ней формируется тепловое излучение нейтронной звезды{{sfn|УФН|1999}}.

Внешняя кора состоит из ядер и электронов, её толщина достигает нескольких сотен метров. В тонком (не более нескольких метров) приповерхностном слое горячей внешней коры нейтронной звезды электронный газ находится в невырожденном состоянии, в более глубоких слоях электронный газ вырожденный, с увеличением глубины его вырождение становится релятивистским и ультрарелятивистским{{sfn|УФН|1999}}.

Внутренняя кора состоит из электронов, свободных нейтронов и атомных ядер с избытком нейтронов. С ростом глубины доля свободных нейтронов увеличивается, а доля атомных ядер уменьшается. Толщина внутренней коры может достигать нескольких километров{{sfn|УФН|1999}}.

Внешнее ядро состоит из нейтронов с небольшой примесью (несколько процентов) протонов и электронов. У нейтронных звёзд с малой массой внешнее ядро может простираться до центра звезды{{sfn|УФН|1999}}.

У массивных нейтронных звёзд есть и внутреннее ядро. Его радиус может достигать нескольких километров, плотность в центре ядра может превышать плотность атомных ядер в 10—15 раз. Состав и уравнение состояния вещества внутреннего ядра достоверно неизвестны. Существует несколько гипотез, три наиболее вероятные из которых — 1) [[кварк]]овое ядро, в котором нейтроны распадаются на составляющие их верхние и нижние кварки; 2) [[гиперон]]ное ядро из барионов, включающих в себя странные кварки; и 3) [[каон]]ное ядро, состоящее из двухкварковых мезонов, включающих в себя странные (анти)кварки. Однако в настоящее время невозможно подтвердить или опровергнуть ни одну из этих гипотез{{sfn|УФН|1999}}<ref>{{Cite web |url=https://habr.com/ru/post/371077/ |title=Мягкая или твёрдая? Спор о том, что находится внутри нейтронной звезды |website=[[Хабр]] |access-date=2019-03-25 |archive-date=2019-03-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190325053918/https://habr.com/ru/post/371077/ |deadlink=no }}</ref>.

== Остывание нейтронных звёзд ==
В момент рождения нейтронной звезды в результате вспышки сверхновой её температура очень высока — порядка 10<sup>11</sup> K (то есть на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она очень быстро падает за счёт [[нейтринное охлаждение|нейтринного охлаждения]]. Всего за несколько минут температура падает с 10<sup>11</sup> до 10<sup>9</sup> K, за месяц — до 10<sup>8</sup> K. Затем нейтринная светимость резко снижается (она очень сильно зависит от температуры), и охлаждение происходит гораздо медленнее за счёт фотонного (теплового) излучения поверхности. Температура поверхности известных нейтронных звёзд, у которых её удалось измерить, составляет порядка 10<sup>5</sup>—10<sup>6</sup> K (хотя ядро, видимо, гораздо горячее){{sfn|УФН|1999}}.
До полного остывания нейтронных звёзд потребуется от 10<sup>16</sup> до 10<sup>22</sup> лет<ref>{{Cite web |url=https://www.techinsider.ru/science/372862-kak-umirayut-zvyozdy/ |title=Как умирают звёзды |access-date=2023-03-11 |archive-date=2023-03-11 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230311133625/https://www.techinsider.ru/science/372862-kak-umirayut-zvyozdy/ |deadlink=no }}</ref>.

== История открытия ==
[[Файл:Neutronstar 2Rs.svg|thumb|220px|Гравитационное отклонение света в поле гравитации нейтронной звезды. Из-за гравитационного отклонения света видно более половины поверхности.]]
Нейтронные звёзды — один из немногих классов [[Астрономический объект|космических объектов]], которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

Впервые мысль о существовании звёзд с увеличенной плотностью ещё до открытия нейтрона, сделанного [[Чедвик, Джеймс|Чедвиком]] в начале февраля 1932 года, высказал известный советский учёный [[Ландау, Лев Давидович|Лев Ландау]]. Так, в своей статье [https://books.google.ru/books?id=dLfdCwAAQBAJ&pg=PA103 «О теории звёзд»], написанной в феврале 1931 года, но по неизвестным причинам запоздало опубликованной только 29 февраля 1932 года — более чем через год, он пишет: «Мы ожидаем, что всё это [нарушение законов квантовой механики] должно проявляться, когда плотность материи станет столь большой, что атомные ядра придут в тесный контакт, образовав одно гигантское ядро».

В декабре [[1933 год в науке|1933 года]] на съезде Американского физического общества (15—16 декабря 1933 года) астрономы [[Бааде, Вальтер|Вальтер Бааде]] и [[Цвикки, Фриц|Фриц Цвикки]] сделали первое строгое предсказание существования нейтронных звёзд. В частности, они обоснованно предположили, что нейтронная звезда может образоваться в результате взрыва [[сверхновая звезда|сверхновой]]. Теоретические расчёты показали, что излучение нейтронной звезды в оптическом диапазоне слишком слабое, чтобы её можно было обнаружить при помощи оптических астрономических инструментов того времени.

Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х годах, когда начала развиваться [[рентгеновская астрономия]], так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в [[Радиоастрономия|радионаблюдениях]]. В [[1967 год в науке|1967 году]] [[Бернелл, Джоселин Белл|Джоселин Белл]], аспирантка [[Хьюиш, Энтони|Э. Хьюиша]], открыла объекты, излучающие регулярные радиоимпульсы. В феврале 1968 года это открытие было опубликовано<ref>{{Citation | last1=Hewish | first1=A. | last2=Bell | first2=S. J. | last3=Pilkington | first3=J. D. H. | last4=Scott | first4=P. F. | last5=Collins | first5=R. A. | title=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source | lang=en | journal=[[Nature]] | volume=217  | issue=5130 | pages=709—713 | date=1968}}</ref>. Вскоре эти объекты получили название [[пульсар]]ов. Уже в мае 1968 года [[Голд, Томас|Т. Голд]] объяснил их пульсирующее излучение узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося космического объекта — своеобразный «космический радиомаяк»<ref>{{Citation | last=Gold | first=T. | title=Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources | lang=en | journal=Nature | volume=218 | issue=5143 | pages=731—732 | date=1968}}</ref>. Обычная звезда разрушилась бы от [[Центробежная сила|центробежных сил]] при столь высокой скорости вращения, поэтому Т. Голд заключил, что пульсары — это нейтронные звёзды. Пульсар [[PSR B1919+21]] считается первой открытой нейтронной звездой.

В том же 1967 году, ещё до открытия [[пульсар]]ов, проанализировав наблюдения источника излучения [[Скорпион X-1]] в оптическом и рентгеновском диапазонах, [[Шкловский, Иосиф Самуилович|И. С. Шкловский]] сделал правильный вывод, что излучение порождается [[Аккреция|аккрецией]] на нейтронную звезду<ref>{{Citation | last=Shklovsky | first=I. S. | title=On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1 | lang=en | journal=[[The Astrophysical Journal]] | volume=148 | issue=1 | pages=L1—L4 | date=April 1967 | doi=10.1086/180001}}</ref>. Однако это открытие не стало общепризнанным в то время, а было подтверждено лишь 10 лет спустя<ref>{{Citation | last1=de Freitas Pacheco | first1=J. A. | last2=Steiner | first2=J. E. | last3=Neto | first3=A. D. | title=The electromagnetic emission from Sco X-1 | lang=en | journal=[[Astronomy and Astrophysics]] | volume=55 | pages=111—116 | date=1977}}</ref>.

== Классификация нейтронных звёзд ==
Взаимодействие нейтронной звезды с окружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В. М. Липунова<ref name="lipunov">{{книга
| автор    = В. М. Липунов.
| заглавие = Астрофизика нейтронных звёзд
| издание  = Наука
| год      = 1987
| страницы = 90
}}</ref>. Поскольку теория магнитосфер пульсаров всё ещё в состоянии развития, существуют альтернативные теоретические модели (см. недавний обзор<ref>{{статья
 |автор        = Бескин В. С., Истомин Я. Н., Филиппов А. А.
 |заглавие     = Радиопульсары — поиски истины
 |ссылка       = http://ufn.ru/ru/articles/2013/2/e/
 |издание      = [[Успехи физических наук]]
 |год          = 2013
 |том          = 183
 |номер        = 10
 |страницы     = 179—194
 |doi          = 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179
 |issn         = 
 |язык         = ru
 |издательство = [[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]]
 |archivedate  = 2013-10-29
 |archiveurl   = https://web.archive.org/web/20131029193724/http://ufn.ru/ru/articles/2013/2/e/
}}</ref> и ссылки там).

=== Эжектор (радиопульсар) ===
Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же [[угловая скорость|угловой скоростью]], что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе <math>R_\text{L} = c/\omega</math> линейная скорость вращения поля приближается к [[скорость света|скорости света]]. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное магнитное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвёздное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от {{Lang-en|eject}} — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в [[Радиоизлучение|радиодиапазоне]]. Эжекторы наблюдаются как [[радиопульсар]]ы.

=== «Пропеллер» ===
{{anchor|Propeller}}
Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть [[радиопульсар]]ом. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченное магнитным полем окружающее нейтронную звезду вещество не может упасть на поверхность, то есть [[аккреция]] вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не наблюдаемы и изучены плохо.

=== Аккретор (рентгеновский пульсар) ===
Скорость вращения снижается настолько, что веществу теперь ничего не препятствует падать на такую нейтронную звезду. Падая, вещество, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о поверхность тела нейтронной звезды в районе её полюсов, разогреваясь при этом до десятков миллионов [[кельвин]]ов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в [[Рентгеновское излучение#Положение на шкале электромагнитных волн|мягком рентгеновском диапазоне]]. Размер области, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мал — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически затмевается телом звезды, поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются [[рентгеновский пульсар|рентгеновскими пульсарами]].

=== Георотатор ===
Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры [[магнитосфера|магнитосферы]] таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм работает в [[магнитосфера Земли|магнитосфере Земли]], из-за чего данный тип нейтронных звёзд и получил своё название.

=== Эргозвезда ===
Теоретически возможная устойчивая разновидность нейтронной звезды, имеющая [[эргосфера|эргосферу]]<ref>[[arXiv.org]] ''Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Lunan Sun, Stuart L. Shapiro, Kōji Uryū'' 8 Jul 2019 [https://arxiv.org/abs/1907.03765 Dynamically stable ergostars exist!] {{Wayback|url=https://arxiv.org/abs/1907.03765 |date=20190811091542 }}</ref>. Вероятно, эргозвезды возникают в процессе слияния нейтронных звёзд.

== Примечания ==
{{примечания|33em}}

== Литература ==
* {{книга |автор=Шапиро С. Л., Тьюколски С. А. |заглавие=Чёрные дыры, белые карлики и нейтронные звёзды |ответственный=Пер. с англ. под ред. Я. А. Смородинского |место=М. |издательство=Мир |год=1985 |том=1—2 |страниц=656 }}
* ''Попов С. Б., Прохоров М. Е.'' [http://www.astronet.ru/db/msg/1177217/index.html Астрофизика одиночных нейтронных звёзд: радиотихие нейтронные звёзды и магнитары.] — [[ГАИШ МГУ]], 2002.
* {{книга |автор=Haensel P., Potekhin A. Y., Yakovlev D. G. |заглавие=Neutron Stars |ссылка=https://books.google.com/books?id=iIrj9nfHnesC&printsec=frontcover#PPA12,M1 |место=N. Y. |издательство=Springer |год=2007 |том=1 |страниц=619 |isbn=978-0-387-33543-8 }}
* {{статья |автор=Яковлев Д. Г., Левенфиш К. П., Шибанов Ю. А. |заглавие=Остывание нейтронных звёзд и сверхтекучесть в их ядрах |ссылка=https://ufn.ru/ru/articles/1999/8/a/ |язык=ru |издание=[[Успехи физических наук]] |год=1999 |том=169 |номер=8 |страницы=825—868 |doi=10.3367/UFNr.0169.199908a.0825 |ref=УФН |издательство=[[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]]}}
* {{статья |автор=Потехин А. Ю. |заглавие=Физика нейтронных звёзд |ссылка=https://ufn.ru/ufn10/ufn10_12/Russian/r1012b.pdf |язык=ru |издание=[[Успехи физических наук]] |год=2010 |том=180 |страницы=1279—1304 |издательство=[[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]]}}
* {{книга |автор=Коккедэ Я. |заглавие=Теория кварков |ссылка=https://archive.org/details/libgen_00594159 |место=М. |издательство=[[Мир (издательство)|Мир]] |год=1971 |страниц=341 |страницы=[https://archive.org/details/libgen_00594159/page/n25 27] |ref=Теория кварков}}
* {{книга |автор=Попов С. Б. |заглавие=Суперобъекты. Звёзды размером с город |место=М. |издательство=Литагент «Альпина» |год=2016 |страниц=}}
* {{книга |автор=[[Липунов, Владимир Михайлович|Липунов В. М.]] |заглавие=Астрофизика нейтронных звезд |место=М. |издательство=Русский мир |год=2015 |страниц=304|isbn = 978-5-89577-196-9}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Викисловарь = нейтронная звезда
}}
* {{cite web | url=https://web.archive.org/web/20070714191806/http://scienceweek.com/2004/sb040806-1.htm | title=ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS | website=scienceweek.com | accessdate=2004-08-06 }}
* {{книга |заглавие=Compact Stars |издание=2nd |автор=Norman K. Glendenning; R. Kippenhahn; I. Appenzeller; G. Borner; M. Harwit |год=2000}}
* {{статья |заглавие= Evidence for 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron-Star X-Ray Transient XTE J1739-285 |doi=10.1086/513270 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том= 657 |номер= 2 |страницы= L97 |arxiv=astro-ph/0611716 |bibcode= 2007ApJ...657L..97K |язык=en |тип=journal |автор= Kaaret; Prieskorn; in 't Zand; Brandt; Lund; Mereghetti; Gotz; Kuulkers; Tomsick |год= 2006 |издательство= [[IOP Publishing]]}}
* {{статья |arxiv=nucl-th/0309041 |заглавие=Neutron Stars for Undergraduates |издание=[[American Journal of Physics]] |том=72 |номер=2004 |страницы=892—905 |doi=10.1119/1.1703544 |bibcode=2004AmJPh..72..892S |автор=Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando |год=2003 |язык=en |тип=journal}}
* {{статья |издание=[[American Journal of Physics]] |том=73 |номер= 3 |страницы=286 |doi=10.1119/1.1852544 |заглавие= Erratum: "Neutron stars for undergraduates" &#91;Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)&#93; |arxiv= nucl-th/0309041 |bibcode= 2005AmJPh..73..286S |автор=Silbar, Richard R; Reddy, Sanjay |год=2005 |язык=en |тип=journal}}

{{Внешние ссылки}}
{{Звёзды}}
{{Чёрные дыры}}
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Нейтронные звёзды| ]]
[[Категория:Звёздная эволюция]]