Преглед на кодот на Неутронска ѕвезда

{{Другизначења|Неутронска ѕвезда (појаснување){{!}}Неутронска ѕвезда}}
[[Податотека:Moving_heart_of_the_Crab_Nebula.jpg|мини| Средишна неутронска ѕвезда во срцето на [[Раковидна Маглина|Раковидната Маглина]].]]
[[Податотека:PIA18848-PSRB1509-58-ChandraXRay-WiseIR-20141023.jpg|мини| Зрачењето од брзо вртечкиот [[пулсар]] [[PSR B1509-58]] прави блискиот гас да емитува [[рендгенски зраци]] (златна боја) и го осветлува остатокот од [[маглина]]та, овде гледано во [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвено]] (сино и црвено).]]
'''Неутронска ѕвезда''' ― [[Гравитациски колапс|пропаднато]] [[Ѕвездена структура|јадро]] на масивна [[ѕвезда]] [[суперџин]]. Тоа е резултат на експлозијата на [[супернова]] на [[Ѕвезден развој|масивна ѕвезда]] - комбинирана со гравитациски колапс - која го притиска јадрото покрај густината на [[Бело џуџе|белите џуџести]] ѕвезди до онаа на [[Атомско јадро|атомските јадра]]. Освен [[Црна дупка|црните дупки]], неутронските ѕвезди се најмалата и најгустата позната класа на ѕвездени тела.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ&pg=PA1|title=Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity|last=Glendenning|first=Norman K.|publisher=Springer Science & Business Media|year=2012|isbn=978-1-4684-0491-3|edition=илустрирано|page=1|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20170131202613/https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ&pg=PA1|archive-date=2017-01-31}}</ref> Тие имаат [[полупречник]] од редот на 10 км и маса од околу {{Сончева маса|1.4}}.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=DajpkyXS-NUC&pg=PT356|title=Astronomy: The Solar System and Beyond|last=Seeds|first=Michael|last2=Backman|first2=Dana|publisher=Cengage Learning|year=2009|isbn=978-0-495-56203-0|edition=6.|page=339|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206222508/https://books.google.com/books?id=DajpkyXS-NUC&pg=PT356|archive-date=2021-02-06}}</ref> Ѕвездите кои пропаѓаат во неутронски ѕвезди имаат вкупна [[Маса (физика)|маса]] помеѓу 10 и 25 [[Сончева маса|сончеви маси]] ({{Сончева маса}}), или можеби повеќе за оние кои се особено богати со [[Металичност|елементи потешки од водородот и хелиумот]].<ref>{{Наведено списание|last=Heger|first=A.|last2=Fryer|first2=C. L.|last3=Woosley|first3=S. E.|last4=Langer|first4=N.|last5=Hartmann|first5=D. H.|year=2003|title=How Massive Single Stars End Their Life|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=591|issue=1|pages=288–300|arxiv=astro-ph/0212469|bibcode=2003ApJ...591..288H|doi=10.1086/375341}}</ref>

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 [[Ѕвезден судир|судири]] или [[Насобирање (астрофизика)|насобирање]]. Повеќето од основните модели за овие тела наведуваат дека тие се составени речиси целосно од [[неутрон]]и, бидејќи крајниот [[притисок]] предизвикува [[електрон]]ите и [[протон]]ите 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 [[Бело џуџе|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 {{Сончева маса|0.7}}.<ref>{{Наведено списание|last=Tolman|first=R. C.|date=1939|title=Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid|url=https://authors.library.caltech.edu/4362/1/TOLpr39.pdf|journal=[[Physical Review]]|volume=55|issue=4|pages=364–373|bibcode=1939PhRv...55..364T|doi=10.1103/PhysRev.55.364|archive-url=https://web.archive.org/web/20180722071018/https://authors.library.caltech.edu/4362/1/TOLpr39.pdf|archive-date=2018-07-22|access-date=2019-06-30}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Oppenheimer|first=J. R.|last2=Volkoff|first2=G. M.|date=1939|title=On Massive Neutron Cores|journal=[[Physical Review]]|volume=55|issue=4|pages=374–381|bibcode=1939PhRv...55..374O|doi=10.1103/PhysRev.55.374}}</ref> и одбивните јадрени сили сè повеќе придонесуваат за поддршка на помасивни неутронски ѕвезди.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.astro.princeton.edu/~burrows/classes/403/neutron.stars.pdf|title=Neutron Stars|work=www.astro.princeton.edu|archive-url=https://web.archive.org/web/20210909160017/https://www.astro.princeton.edu/~burrows/classes/403/neutron.stars.pdf|archive-date=9 септември 2021|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Douchin|first=F.|last2=Haensel|first2=P.|date=December 2001|title=A unified equation of state of dense matter and neutron star structure|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=380|issue=1|pages=151–167|arxiv=astro-ph/0111092|bibcode=2001A&A...380..151D|doi=10.1051/0004-6361:20011402|issn=0004-6361}}</ref> Ако преостанатата ѕвезда има [[Маса (физика)|маса]] што ја надминува Толман-Опенхајмер-Волкофовата граница, која се движи од {{Безпрелом|2.2–2.9 {{solar mass}},}} 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 {{Вред|2.35|0.17}}.<ref name="blackwidow">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.sciencenews.org/article/heaviest-neutron-star-mass-sun-record-black-holes|title=The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun|last=Croswell|first=Ken|date=2022-07-22|work=Science News|language=en-US|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

Новонастанатите неутронски ѕвезди може да имаат површински [[Температура|температури]] од десет милиони [[келвин]]и или повеќе. Меѓутоа, бидејќи неутронските ѕвезди не создаваат нова топлина преку [[Јадрено соединување|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.<ref name="Chandra">"[https://Chandra.harvard.edu/resources/faq/sources/snr/snr-39.html Q&A: Supernova Remnants and Neutron Stars"], ''Chandra.harvard.edu'' (5 септември 2008)</ref> Сè уште е лесно да бидат откриени постарите и уште поладни неутронски ѕвезди. На пример, добро проучуваната неутронска ѕвезда, {{Безпрелом|[[RX J1856.5−3754]],}} има просечна температура на површината од околу 434.000 келвини.<ref>"Magnetic Hydrogen Atmosphere Models and the Neutron Star RX J1856.5−3754" ([https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0612145v1.pdf 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/0612145v1|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 {{Вред|4.34|+0.02|-0.06}} at a confidence level of 2𝜎 (95%); see §4, ''Fig.&nbsp;6'' in their paper for details.</ref> За споредба, [[Сонцето]] има [[делотворна температура]] на површината од 5.780 келвини.<ref>"The Sun is less active than other solar-like stars" ([https://arxiv.org/pdf/2005.01401.pdf PDF]), Timo Reinhold ''et al''., ''ArXiv:astro-ph.SR'' (4 мај 2020) [[arxiv:2005.01401|ArXiv:2005.01401]]</ref>

Материјалот од неутронска ѕвезда е неверојатно [[Густина|густ]]: една кутија за чкорчиња со нормална големина што содржи материјал од неутронска ѕвезда би имала тежина од приближно 3 [[Билион|милијарди]] тони, иста тежина како парче од [[Земја (планета)|Земјата]] од 0,5 кубни километри (коцка со рабови од околу 800 метри) од земјината површина.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html|title=Tour the ASM Sky|work=heasarc.gsfc.nasa.gov|archive-url=https://web.archive.org/web/20211001133602/https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html|archive-date=2021-10-01|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/|title=Density of the Earth|date=2009-03-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20131112145139/http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/|archive-date=2013-11-12|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

Како што ѕвезденото јадро се распаѓа, нејзината [[Вртење|вртежна]] стапка се зголемува поради [[Момент на импулсот|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 [[пулсар]]и, а откривањето на пулсарите од страна на [[Џослин Бел Барнел|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.<ref>{{Наведено списание|last=Hessels|first=Jason|last2=Ransom|first2=Scott M.|last3=Stairs|first3=Ingrid H.|last4=Freire|first4=Paulo C. C.|last5=Kaspi|first5=Victoria M.|author-link5=Victoria Kaspi|last6=Camilo|first6=Fernando|displayauthors=4|date=2006|title=A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=311|issue=5769|pages=1901–1904|arxiv=astro-ph/0601337|bibcode=2006Sci...311.1901H|citeseerx=10.1.1.257.5174|doi=10.1126/science.1123430|pmid=16410486}}</ref><ref>{{Наведени вести|url=http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y|title=Spinning Pulsar Smashes Record|last=Naeye|first=Robert|date=2006-01-13|work=[[Sky & Telescope]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20071229113749/http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y|archive-date=2007-12-29}}</ref> или 43.000 [[Вртеж во минута|вртежи во минута]], давајќи линеарна (тангенцијална) брзина на површината од редот од 0,24''c'' (т.е. скоро четвртина од [[Брзина на светлината|брзината на светлината]]).

Сметано е дека има околу една милијарда неутронски ѕвезди во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]],<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html|title=NASA.gov|archive-url=https://web.archive.org/web/20180908042354/https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html|archive-date=2018-09-08|accessdate=8 септември 2024}}</ref> и најмалку неколку стотици милиони, бројка добиена со проценка на бројот на ѕвезди кои претрпеле експлозии на супернова.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC&pg=PA269|title=Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes|last=Camenzind|first=Max|date=24 февруари 2007|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-3-540-49912-1|page=269|bibcode=2007coaw.book.....C|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210429203757/https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC&pg=PA269|archive-date=29 април 2021}}</ref> 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 [[Хабл (вселенски телескоп)|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 (астрофизика)|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 (физика)|маса]] и да се вртат исклучително брзо, правејќи милисекундни пулсари. Понатаму, двојни системи како овие продолжуваат [[Ѕвезден развој|да се развиваат]], при што многу придружници на крајот стануваат збиени тела како што се [[Бело џуџе|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 [[астрономија]]та на [[Гравитациски бран|гравитациските бранови]]. Спојувањето на двојните неутронски ѕвезди произведува гравитациски бранови и може да биде поврзано со [[Килонова|килонови]] и [[Гама-изблик|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.<ref>{{Наведено списание|last=Abbott|first=B. P.|last2=Abbott|first2=R.|last3=Abbott|first3=T. D.|last4=Acernese|first4=F.|last5=Ackley|first5=K.|last6=Adams|first6=C.|last7=Adams|first7=T.|last8=Addesso|first8=P.|last9=Richard|year=2017|title=Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=848|issue=2|pages=L12|arxiv=1710.05833|bibcode=2017ApJ...848L..12A|doi=10.3847/2041-8213/aa91c9|doi-access=free}}</ref> 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 ==
[[Податотека:Neutronstarsimple.png|мини|Поедноставен приказ на настанување на неутронски ѕвезди.]]
Секоја [[ѕвезда]] од [[Главна низа|главната низа]] со почетна маса поголема од {{Сончева маса|8}} (осум пати поголема од масата на [[Сонце]]то) има потенцијал да стане неутронска ѕвезда. Како што [[Ѕвезден развој|ѕвездата еволуира]] подалеку од главната низа, [[Ѕвездена нуклеосинтеза|ѕвездената нуклеосинтеза]] создава јадро богато со [[железо]]. Кога целото [[Ѕвездено јадро|јадрено]] гориво во јадрото е исцрпено, јадрото мора да биде поддржано само со притисок на изродување. Понатамошните наслаги на [[Маса (физика)|маса]] од согорувањето на надворешните слоеви предизвикуваат јадрото да ја надмине [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]. Притисокот на електронско изродување е надминат, а јадрото дополнително се распаѓа, предизвикувајќи температурите да се покачат до над {{Вред|5}} (5 милијарди [[келвин]]и). На овие температури се јавува [[фотодезинтеграција]] (разградување на железните јадра во [[Алфа-честичка|алфа честички]] поради високоенергетските [[гама-зраци]]). Како што температурата на јадрото продолжува да расте, електроните и протоните се комбинираат за да образуваат неутрони преку [[Електронски зафат|фаќање електрони]], ослободувајќи мноштво [[Неутрино|неутрина]]. Кога густините ќе достигнат јадрена густина од {{Вред|4}}, комбинација на одбивност на [[силно заемодејство]] и притисок на изродување на неутрони, ја запира контракцијата.<ref>{{Наведено списание|last=Bombaci|first=I.|date=1996|title=The Maximum Mass of a Neutron Star|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=305|pages=871–877|bibcode=1996A&A...305..871B}}</ref> 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 {{Сончева маса|3}}, наместо тоа, таа станува [[црна дупка]].<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=Pwy9OtT8u6QC&pg=PA207|title=The Birth of Stars and Planets|last=Bally|first=John|last2=Reipurth|first2=Bo|publisher=Cambridge University Press|year=2006|isbn=978-0-521-80105-8|edition=илустрирано|page=207|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20170131193108/https://books.google.com/books?id=Pwy9OtT8u6QC&pg=PA207|archive-date=2017-01-31}}</ref>

Бидејќи јадрото на масивната ѕвезда е притиснато за време на [[супернова од типот II]] или супернова [[Супернови од типот Ib и Ic|од типот Ib или тип Ic]], и пропаѓа во неутронска ѕвезда, таа го задржува најголемиот дел од својот [[Момент на импулсот|аголен импулс]]. Бидејќи има само мал дел од [[полупречник]]от на својот родител (нагло го намалува [[Момент на инерција|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/с<sup>2</sup> (повеќе од 1011 пати повеќе од [[Земја (планета)|Земјата]]).<ref name="Haensel">{{Наведена книга|title=Neutron Stars|last=Haensel|first=Paweł|last2=Potekhin|first2=Alexander Y.|last3=Yakovlev|first3=Dmitry G.|date=2007|publisher=Springer|isbn=978-0-387-33543-8}}</ref> Една мерка за таквата огромна гравитација е фактот дека неутронските ѕвезди имаат [[Втора космичка брзина|брзина на бегство]] од над половина од [[Брзина на светлината|брзината на светлината]].<ref name="ChandraBlog 2013">{{Наведена мрежна страница|url=https://chandra.harvard.edu/blog/node/432|title=The Remarkable Properties of Neutron Stars - Fresh Chandra News|date=2013-03-28|work=ChandraBlog|accessdate=8 септември 2024}}</ref> Гравитацијата на неутронската ѕвезда го забрзува паѓањето на материјата до огромна брзина, а [[Плимна сила|плимните сили]] во близина на површината можат да предизвикаат [[шпагетификација]].<ref name="ChandraBlog 2013" />

== Својства ==
 

=== Состојбена равенка ===
[[Состојбена равенка|Состојбената равенка]] на неутронските [[ѕвезди]] моментално не е позната. Тоа е затоа што неутронските ѕвезди се второто најгусто познато [[Астрономско тело|тело]] во универзумот, само помалку густи од црните дупки. Крајната густина значи дека не постои начин да биде ископиран материјалот на [[Земја (планета)|Земјата]] во [[Лабораторија|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 [[Бело џуџе|белите џуџиња]]) поради крајната [[гравитација]]. [[Општа теорија за релативноста|Општата релативност]] мора да биде земена во предвид за равенката на состојбата на неутронската ѕвезда бидејќи [[Њутнов закон за гравитацијата|Њутновата гравитација]] повеќе не е доволна во тие услови. Мора да бидат земени во предвид и ефектите како што се [[Квантна хромодинамика|квантната хромодинамика (КХД)]], [[суперспроводливост]]а и [[суперфлуидност]]а.

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.<ref name=":1">{{Наведено списание|last=Hebeler|first=K.|last2=Lattimer|first2=J. M.|last3=Pethick|first3=C. J.|last4=Schwenk|first4=A.|date=2013-07-19|title=Equation of State and Neutron Star Properties Constrained by Nuclear Physics and Observation|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/773/1/11|journal=The Astrophysical Journal|volume=773|issue=1|pages=11|arxiv=1303.4662|bibcode=2013ApJ...773...11H|doi=10.1088/0004-637X/773/1/11|issn=0004-637X}}</ref>

Разбирањето на природата на материјата присутна во различните слоеви на неутронските ѕвезди и [[Фазен премин|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 [[Силно заемодејство|силната сила]] на [[Стандарден модел|стандардниот модел]], што би имало длабоки импликации за [[Јадрена физика|јадрената]] и [[Атомска физика|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 [[QCD прашање|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 [[Квантна хромодинамика|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 [[Теорија|теоретски]].

Различните равенки на состојбата доведуваат до различни вредности на видливите величини. Додека равенката на состојбата директно ги поврзува густината и притисокот, таа исто така води до пресметување на набљудувачи како брзината на звукот, масата, [[полупречник]]от и Лавовите броеви. Бидејќи равенката на состојбата е непозната, има многу предложени, како што се FPS, UU, APR, L и SLy, и тоа е активна област на истражување. Различни фактори може да бидат земени во предвид при творењето на равенката на состојбата, како што се фазните премини.

Друг аспект на равенката на состојбата е дали станува збор за мека или крута состојбена равенка. Ова се однесува на тоа колкав притисок има при одредена енергетска густина и често одговара на фазните преоди. Кога материјалот ќе помине низ фазен премин, притисокот ќе има тежнеење да се зголемува додека не се префрли во поудобна состојба на материјата. Мека состојбена равенка би имала нежно растечки притисок наспроти густината на [[енергија]]та, додека крутата би имала поостар пораст на притисокот. Кај неутронските ѕвезди, јадрените физичари сè уште испитуваат дали равенката на состојбата треба да биде тврда или мека, а понекогаш се менува во рамките на поединечните равенки на состојбата во зависност од фазните премини во моделот. Ова се нарекува состојбена равенка на вкочанетост или омекнување, во зависност од претходното однесување. Бидејќи не е познато од што се направени неутронските ѕвезди, постои простор за различни фази на материјата да се истражат во рамките на равенката на состојбата.

=== Густина и притисок ===
Неутронските [[ѕвезди]] имаат вкупна [[густина]] од {{Вред|3.7}} до {{val|5.9|e=17|u=кг/м3}} ({{val|2.6|e=14}} до {{val|4.1|e=14}} пати поголема од густината на [[Сонцето]]),<ref group="lower-alpha">3,7 произлегува од масата 2,68 / волумен на ѕвезда со полупречник од 12 км; 5,9 произлегува од масата 4,2 по волумен на ѕвездениот полупречник од 11,9 км</ref> што е споредливо со приближната густина на [[атомско јадро]] од {{val|3|e=17|u=кг/м3}}.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html|title=Calculating a Neutron Star's Density|archive-url=https://web.archive.org/web/20060224011955/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html|archive-date=2006-02-24|accessdate=8 септември 2024}} NB {{Вред|3}} is {{Вред|3}}</ref> Густината се зголемува со длабочината, варирајќи од околу {{val|1|e=9|u=кг/м3}} на кората до проценети {{val|6|e=17}} или {{val|8|e=17|u=кг/м3}} подлабоко внатре.<ref name="Miller">{{Наведено списание|last=Lattimer|first=James M.|year=2015|title=Introduction to neutron stars|journal=American Institute of Physics Conference Series|series=AIP Conference Proceedings|volume=1645|issue=1|pages=61–78|bibcode=2015AIPC.1645...61L|doi=10.1063/1.4909560|doi-access=free}}</ref> Притисокот соодветно се зголемува, од околу {{val|3.2|u=Pa|e=31}} на внатрешната кора до {{val|1.6|e=34|u=Pa}} во средиштето.<ref>{{Наведено списание|last=Ozel|first=Feryal|last2=Freire|first2=Paulo|date=2016|title=Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars|journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys.|volume=54|issue=1|pages=401–440|arxiv=1603.02698|bibcode=2016ARA&A..54..401O|doi=10.1146/annurev-astro-081915-023322}}</ref>

Неутронската ѕвезда е толку густа што една кафеава лажичка (5 [[Литар|милилитри]]) од нејзиниот материјал би имала маса над {{val|5.5|e=12|u=кг}}, околу 900 пати поголема од масата на [[Кеопсова пирамида|Големата пирамида во Гиза]].<ref group="lower-alpha">Просечната густина на материјалот во неутронска ѕвезда со полупречник од 10 км е 1,1. Затоа, 5 ml од таков материјал е 5,5 или 5,500,000,000 [[Тона|тони]]. Ова е околу 15 пати поголема од вкупната маса на светското човечко население. Алтернативно, 5 ml од неутронска ѕвезда со радиус од 20 км (просечна густина 8,35) има маса од околу 400 милиони метрички тони, или приближно масата на сите луѓе. Гравитациското поле е околу. 2 g или околу. 2 N/kg. Тежината на Месечината е пресметувана на 1 g.</ref> Целата маса на [[Земја (планета)|Земјата]] со густина на неутронска ѕвезда би се вклопила во сфера 30 км во [[пречник]], приближно колку [[Аресипски телескоп|Аресипскиот телескоп]].

Во општонародните научни списи, неутронските ѕвезди понекогаш се опишувани како макроскопски [[Атомско јадро|атомски јадра]]. Навистина, и двете состојби се составени од [[нуклеон]]и и имаат слична густина до редот на големина. Меѓутоа, во други аспекти, неутронските ѕвезди и атомските јадра се сосема различни. Јадрото се држи заедно со [[Силно заемодејство|силното заемодејствоа]], додека неутронската ѕвезда се држи заедно со [[гравитација]]та. Густината на јадрото е еднооблична, додека неутронските ѕвезди и е [[Неутронска ѕвезда#Структура|предвидувано дека се состојат од повеќе слоеви]] со различен состав и густина.<ref>{{Наведено списание|last=Baym|first=G|last2=Pethick|first2=C|date=декември 1975|title=Neutron Stars|journal=Annual Review of Nuclear Science|language=en|volume=25|issue=1|pages=27–77|bibcode=1975ARNPS..25...27B|doi=10.1146/annurev.ns.25.120175.000331|issn=0066-4243|doi-access=free}}</ref>

=== Тековни ограничувања ===
Бидејќи [[состојбена равенка|состојбените равенки]] за неутронските ѕвезди доведуваат до различни набљудувани, како што се различни односи на [[Маса (физика)|маса]]-[[полупречник]], постојат многу [[Астрономија|астрономски]] ограничувања за равенките на состојбата. Овие главно доаѓаат од Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница,<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.ligo.caltech.edu/|title=LIGO Lab {{!}} Caltech {{!}} MIT|work=LIGO Lab {{!}} Caltech|accessdate=8 септември 2024}}</ref> која е набљудувачница за [[гравитациски бранови]], и Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда,<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://science.nasa.gov/mission/nicer/|title=NICER - NASA Science|work=science.nasa.gov|language=en-US|accessdate=2024-05-10}}</ref> кој е [[телескоп]] со [[рендгенски зраци]].

Набљудувањата на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда на [[пулсар]]ите во [[Двојна ѕвезда|двојни системи]], од кои може да биде проценета масата и полупречникот на [[пулсар]]ите, може да ја ограничат равенката на состојбата на неутронската ѕвезда. Мерењето од 2021 година на пулсарот [[PSR J0740+6620]] било во можност да го ограничи полупречникот на неутронска ѕвезда од 1,4 [[сончева маса]] на {{Вред|12.33|0.76|-0.8}} км со 95% доверба.<ref>{{Наведено списание|last=Raaijmakers|first=G.|last2=Greif|first2=S. K.|last3=Hebeler|first3=K.|last4=Hinderer|first4=T.|last5=Nissanke|first5=S.|last6=Schwenk|first6=A.|last7=Riley|first7=T. E.|last8=Watts|first8=A. L.|last9=Lattimer|first9=J. M.|date=2021-09-01|title=Constraints on the Dense Matter Equation of State and Neutron Star Properties from NICER's Mass–Radius Estimate of PSR J0740+6620 and Multimessenger Observations|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=918|issue=2|pages=L29|arxiv=2105.06981|bibcode=2021ApJ...918L..29R|doi=10.3847/2041-8213/ac089a|issn=2041-8205|doi-access=free}}</ref> Овие ограничувања на радиусот на масата, во комбинација со пресметките на хиралната делотворна теорија на поле, ги заоструваат ограничувањата на равенката на состојбата на неутронската ѕвезда.<ref name=":1">{{Наведено списание|last=Hebeler|first=K.|last2=Lattimer|first2=J. M.|last3=Pethick|first3=C. J.|last4=Schwenk|first4=A.|date=2013-07-19|title=Equation of State and Neutron Star Properties Constrained by Nuclear Physics and Observation|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/773/1/11|journal=The Astrophysical Journal|volume=773|issue=1|pages=11|arxiv=1303.4662|bibcode=2013ApJ...773...11H|doi=10.1088/0004-637X/773/1/11|issn=0004-637X}}</ref>

Равенката на ограничувањата на состојбата од забележувањето на гравитациските бранови на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда започнува со истражувачи од [[Јадрена физика|јадрена]] и [[атомска физика]], кои работат на предлагање теоретски равенки на состојбата (како FPS, UU, APR, L, SLy и други). Предложените равенки на состојбата потоа може да бидат пренесени на истражувачите од [[астрофизика]]та кои спроведуваат симулации на спојувања на двојни неутронски ѕвезди. Од овие симулации, истражувачите можат да извлечат [[Гравитациски бран|гравитациони бранови облици]], проучувајќи ја врската помеѓу равенката на состојбата и гравитациските бранови емитирани од спојувањата на двојни неутронски ѕвезди. Користејќи ги овие односи, може да биде ограничена равенката на состојбата на неутронската ѕвезда кога се набљудувани гравитационите бранови од спојувањата на двојните неутронски ѕвезди. Минатите бројчани симулации на релативноста на спојувањата на двојни неутронски ѕвезди пронајдоа врски помеѓу равенката на состојбата и врвовите зависни од честотата на сигналот на гравитацискиот бран што може да биде применет за откривањето од страна на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда.<ref>{{Наведено списание|last=Takami|first=Kentaro|last2=Rezzolla|first2=Luciano|last3=Baiotti|first3=Luca|date=2014-08-28|title=Constraining the Equation of State of Neutron Stars from Binary Mergers|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.113.091104|journal=Physical Review Letters|language=en|volume=113|issue=9|page=091104|arxiv=1403.5672|bibcode=2014PhRvL.113i1104T|doi=10.1103/PhysRevLett.113.091104|issn=0031-9007|pmid=25215972}}</ref> На пример, забележувањето од страна на Истражувачот на внатрешниот состав на неутронската ѕвезда, на спојувањето на двојните неутронски ѕвезди [[GW170817]] обезбеди ограничувања на плимната разобличеност на двете неутронски ѕвезди што драматично го намалило семејството на дозволени равенки на состојбата.<ref>{{Наведено списание|last=Annala|first=Eemeli|last2=Gorda|first2=Tyler|last3=Kurkela|first3=Aleksi|last4=Vuorinen|first4=Aleksi|date=2018-04-25|title=Gravitational-Wave Constraints on the Neutron-Star-Matter Equation of State|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.120.172703|journal=Physical Review Letters|language=en|volume=120|issue=17|page=172703|arxiv=1711.02644|bibcode=2018PhRvL.120q2703A|doi=10.1103/PhysRevLett.120.172703|issn=0031-9007|pmid=29756823}}</ref> Идните сигнали за гравитациски бранови со забележувачи од следната генерација како Космичкиот истражувач може да наметнат дополнителни ограничувања.<ref>{{Наведено списание|last=Finstad|first=Daniel|last2=White|first2=Laurel V.|last3=Brown|first3=Duncan A.|date=2023-09-01|title=Prospects for a Precise Equation of State Measurement from Advanced LIGO and Cosmic Explorer|journal=The Astrophysical Journal|volume=955|issue=1|pages=45|arxiv=2211.01396|bibcode=2023ApJ...955...45F|doi=10.3847/1538-4357/acf12f|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

Кога јадрените физичари се обидуваат да ја разберат веројатноста за нивната состојбена равенка, добро е да се споредат со овие ограничувања за да биде видено дали предвидува неутронски ѕвезди со овие маси и полупречници.<ref>{{Наведен arXiv|last1=Lovato|title=Long Range Plan: Dense matter theory for heavy-ion collisions and neutron stars|arxiv=2211.02224}}</ref> Исто така, има неодамнешна работа за ограничување на равенката на состојбата со брзината на звукот преку [[хидродинамика]]та.<ref>{{Наведен arXiv|last1=Hippert|title=Upper Bound on the Speed of Sound in Nuclear Matter from Transport|arxiv=2402.14085}}</ref>

=== Толман-Опенхајмер-Волкофова равенка ===
Толман-Опенхајмер-Волкофовата равенка (ТОВ) може да биде користена за да биде опишана неутронска [[ѕвезда]]. Равенката е решение на [[Алберт Ајнштајн|Ајнштајновите]] равенки од општата релативност за сферично симетрична, временски непроменлива метрика. Со дадена состојбена равенка, решавањето на равенката води до набљудувачи како што се масата и [[полупречник]]от. Постојат многу шифри кои бројчано ја решаваат ТОВ равенката за дадена состојбена равенка за да биде најден односот маса-полупречник и други набљудувани за таа состојбена равенка.

Следниве диференцијални равенки може да бидат решени бројчано за да бидат пронајдени набљудувачите на неутронската ѕвезда:<ref>{{Наведено списание|last=Silbar|first=Richard R.|last2=Reddy|first2=Sanjay|date=1 јули 2004|title=Neutron stars for undergraduates|journal=American Journal of Physics|volume=72|issue=7|pages=892–905|arxiv=nucl-th/0309041|bibcode=2004AmJPh..72..892S|doi=10.1119/1.1703544}}</ref>

<math>\frac{dp}{dr} = - \frac{G\epsilon(r)M(r)}{c^2r^2}[1+\frac{p(r)}{\epsilon(r)}][1+\frac{4\pi r^3p(r)}{M(r)c^2}][1-\frac{2GM(r)}{c^2r}]</math>

<math>\frac{dM}{dr} = \frac{4\pi r^2\epsilon(r)}{c^2}</math>

<math>G</math> е гравитационата константа, <math>p(r)</math> е притисокот, <math>\epsilon(r)</math> е енергетската [[густина]] (која се наоѓа од равенката на состојбата), и <math>c</math> е брзината на светлината.

=== Релација маса-полупречник ===
Користејќи ги ТОВ равенките и [[состојбена равенка|состојбената равенка]], може да биде најдена крива на [[Маса (физика)|маса]]-[[полупречник]]. Идејата е дека за точната состојбена равенка, секоја неутронска [[ѕвезда]] што евентуално би можела да постои би лежи по таа крива. Ова е еден од начините на кои равенките на состојбата може да се ограничат со [[Астрономија|астрономски]] набљудувања. За да бидат создадени овие криви, мора да бидат решени ТОВ равенките за различни средишни густини. За секоја средишна густина, бројчано треба да бидат решавани равенките на масата и притисокот додека притисокот не стане нула, што е надворешната страна на ѕвездата. Секое решение дава соодветна маса и полупречник за таа средишна густина.

Кривите на маса-полупречник одредуваат колкава е максималната маса за дадена состојбена равенка. Низ поголемиот дел од кривата маса-полупречник, секој полупречник одговара на единствена вредност на масата. Во одреден момент, кривата ќе достигне максимум и ќе почне да се враќа надолу, што ќе доведе до повторени вредности на масата за различни полупречници. Оваа максимална точка е она што е познато како максимална маса. Надвор од таа маса, ѕвездата повеќе нема да биде стабилна, т.е. повеќе нема да може да се држи наспроти силата на [[гравитацијата]] и би се срушила во [[црна дупка]]. Бидејќи секоја состојбена равенка води до различна крива на маса-полупречник, тие исто така водат до единствена максимална вредност на масата. Максималната вредност на масата е непозната се додека равенката на состојбата останува непозната.

Ова е многу важно кога станува збор за ограничување на равенката на состојбата. Опенхајмер и Волкоф дошле до Толман-Опенхајмер-Волкофовата граница користејќи состојбена равенка на изроден [[гас]] со ТОВ равенките која била ~0,7 [[сончева маса]]. Бидејќи неутронските ѕвезди што се забележани се помасивни од тоа, таа максимална маса била отфрлена. Најновата масивна неутронска ѕвезда што била забележана, била[[PSR J0952-0607]] која имала сончева маса {{Вред|2.35|0.17}}. Секоја состојбена равенка со маса помала од таа не би ја предвидела таа ѕвезда и затоа е многу помала веројатноста да биде точна.

Интересен феномен во оваа област на [[астрофизика]]та што се однесува на максималната маса на неутронските ѕвезди е она што е нарекуван „јаз на маса“. Јазот на масата се однесува на опсег на маси од приближно 2-5 сончеви маси каде што биле забележани многу малку збиени [[Астрономско тело|тела]]. Овој опсег се заснова на сегашната претпоставена максимална маса на неутронски ѕвезди (~2 сончеви маси) и минималната маса на [[Црна дупка|црната дупка]] (~5 сончеви маси).<ref>{{Наведено списание|last=Kumar|first=N.|last2=Sokolov|first2=V. V.|date=јуни 2022|title=Mass Distribution and "Mass Gap" of Compact Stellar Remnants in Binary Systems|journal=Astrophysical Bulletin|volume=77|issue=2|pages=197–213|arxiv=2204.07632|bibcode=2022AstBu..77..197K|doi=10.1134/S1990341322020043}}</ref> Неодамна, откриени се некои тела кои спаѓаат во тој јаз на маса од забележувањата на гравитациските бранови. Ако е знаена вистинската максимална маса на неутронските ѕвезди, тоа би помогнало да бидат карактеризирани збиените тела во тој опсег на маса или како неутронски ѕвезди или како црни дупки.

=== Односи „момент на инерција-Лавов број-квадруполски момент ===
Има уште три својства на неутронските [[ѕвезди]] кои се зависни од [[состојбена равенка|состојбената равенка]], но можат и астрономски да бидат набљудувани: [[Момент на инерција|моментот на инерција]], квадруполскиот момент и Лавовиот број. Моментот на инерција на неутронска ѕвезда опишува колку брзо ѕвездата може да се врти со фиксен импулс на центрифугирање. Четириполскиот момент на неутронската ѕвезда одредува колку таа ѕвезда е разобличена од нејзиниот сферичен облик. Лавовиот број на неутронската ѕвезда претставува колку е лесно или тешко да биде разобличена ѕвездата поради [[Плимна сила|плимните сили]], вообичаено важни во [[Двојна ѕвезда|двојните системи]].

Додека овие својства зависат од материјалот на ѕвездата, а со тоа и од равенката на состојбата, постои врска помеѓу овие три величини која е независна од равенката на состојбата. Оваа врска претпоставува бавно и рамномерно вртежни ѕвезди и користи општата релативност за да ја изведе врската. Иако оваа врска не би можела да додаде ограничувања на равенката на состојбата, бидејќи е независна од равенката на состојбата, таа има и други примени. Ако една од овие три величини може да биде измерена за одредена неутронска ѕвезда, оваа врска може да биде искористена за да бидат најдени другите две. Дополнително, оваа врска може да биде користена за разбивање на изродувањата во забележувањето со забележувачи на [[гравитациски бранови]] на квадруполскиот момент и вртење, овозможувајќи просечното вртење да биде одредено во рамките на одредено ниво на доверба.<ref>{{Наведено списание|last=Yagi|first=Kent|last2=Yunes|first2=Nicolás|date=19 јули 2013|title=I-Love-Q relations in neutron stars and their applications to astrophysics, gravitational waves, and fundamental physics|journal=Physical Review D|volume=88|issue=2|page=023009|arxiv=1303.1528|bibcode=2013PhRvD..88b3009Y|doi=10.1103/PhysRevD.88.023009}}</ref>

=== Температура ===
[[Температура]]та во новонастанатата неутронска [[ѕвезда]] е од околу 1011 до 1012 [[келвини]].<ref name="Miller" /> Сепак, огромниот број [[Неутрино|неутрина]] што ги емитира носи толку многу [[енергија]] што температурата на изолираната неутронска ѕвезда паѓа за неколку години на околу 10 келвини.<ref name="Miller" /> На оваа пониска температура, поголемиот дел од [[светлина]]та создадена од неутронската ѕвезда е во [[Рендгенски зраци|рендгенските зраци]].

Некои истражувачи предложиле систем за класификација на неутронски ѕвезди со помош на [[римски бројки]] (да не бидат мешани со [[Ѕвездена класификација|Јеркисовите класи на сјајност]] за неизродени ѕвезди) за подредување на неутронските ѕвезди според нивната [[Маса (физика)|маса]] и стапката на ладење: тип I за неутронски ѕвезди со мала маса и стапка на ладење, тип II за неутронски ѕвезди со поголема маса и стапки на ладење и предложен тип III за неутронски ѕвезди со уште поголема маса, што се приближува до {{Сончева маса|2}}, и со повисоки стапки на ладење и можно, кандидати за [[Егзотична ѕвезда|егзотични ѕвезди]].<ref>{{Наведено списание|last=Yakovlev|first=D. G.|last2=Kaminker|first2=A. D.|last3=Haensel|first3=P.|last4=Gnedin|first4=O. Y.|year=2002|title=The cooling neutron star in 3C 58|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=389|pages=L24–L27|arxiv=astro-ph/0204233|bibcode=2002A&A...389L..24Y|doi=10.1051/0004-6361:20020699}}</ref>

=== Магнетно поле ===
Јачината на [[магнетното поле]] на површината на неутронските ѕвезди се движи од {{Околу|{{val|e=4}}}} до 1011 [[Тесла (единица)|тесли]] (Т).<ref name="reisenegger">{{Наведен arXiv|last=Reisenegger|title=Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields|eprint=astro-ph/0307133}}</ref> Ова се поредоци на величина повисоки од кое било друго тело: за споредба, продолжено поле од 16 Т било постигнато во [[лабораторија]] и е доволно за [[Левитација|левитира]] жива [[жаба]] поради дијамагнетна левитација. Варијациите во јачината на магнетното поле се најверојатно главниот фактор што овозможува различни типови на неутронски ѕвезди да се разликуваат според нивните спектри и ја објаснува периодичноста на [[пулсар]]ите.<ref name="reisenegger" />

Неутронските ѕвезди познати како [[магнетар]]и имаат најсилни магнетни полиња, во опсег од 108 до 1011 T,<ref name="mcgill">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/main.html|title=McGill SGR/AXP Online Catalog|archive-url=https://web.archive.org/web/20200723080137/http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/main.html|archive-date=23 јули 2020|accessdate=8 септември 2024}}</ref> и станале широко прифатена хипотеза за типовите на неутронски ѕвезди: меки гама повторувачи (МГП-и)<ref name="sa">{{Наведено списание|last=Kouveliotou|first=Chryssa|last2=Duncan|first2=Robert C.|last3=Thompson|first3=Christopher|date=февруари 2003|title=Magnetars|journal=Scientific American|volume=288|issue=2|pages=34–41|bibcode=2003SciAm.288b..34K|doi=10.1038/scientificamerican0203-34|pmid=12561456}}</ref> и аномални пулсари со рендгенски зраци (АПРЗ).<ref name="NuPhS 2004">{{Наведено списание|last=Kaspi|first=V.M.|last2=Gavriil|first2=F.P.|year=2004|title=(Anomalous) X-ray pulsars|journal=Nuclear Physics B|series=Proceedings Supplements|volume=132|pages=456–465|arxiv=astro-ph/0402176|bibcode=2004NuPhS.132..456K|doi=10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080}}</ref> [[Енергетска густина|Густината на магнетната енергија]] на 10 Т полето е крајна, во голема мера ја надминува густината на [[Специјална теорија за релативноста|масата на енергијата]] на обичната материја. Полињата со оваа јачина се способни да го поларизираат вакуумот до тој степен што вакуумот станува [[Дволомност|дволомен]]. [[Фотон]]ите можат да се спојат или да се поделат на два дела и се создаваат виртуелни парови честички-античестички. Полето ги менува нивоата на енергија на електроните и атомите се принудени во тенки цилиндри. За разлика од обичниот пулсар, магнетарното вртење надолу може директно да се напојува од неговото магнетно поле, а магнетното поле е доволно силно да ја напрега кората до точка на фрактура. Фрактурите на кората предизвикуваат ѕвездени земјотреси, забележани како крајно прозрачни милисекунди пукања на тврди гама зраци. Огнената топка е заробена од магнетното поле и доаѓа и излегува од видното поле кога ѕвездата се врти, што се забележува како периодична емисија на мек гама повторувач (МГП) со период од 5-8 секунди и која трае неколку минути.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html|title='Magnetars', soft gamma repeaters & very strong magnetic fields|last=Duncan|first=Robert C.|date=март  2003|archive-url=https://web.archive.org/web/20200119142438/http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html|archive-date=2020-01-19|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

Потеклото на силното магнетно поле сè уште е нејасно.<ref name="reisenegger" /> Една хипотеза е онаа за „замрзнување на тек“, или зачувување на првобитниот [[магнетен тек]] за време на настанувањето на неутронската ѕвезда.<ref name="reisenegger" /> Ако телото има одреден магнетен тек над неговата површина, и таа област биде намалена на помала површина, но магнетниот тек е зачуван, тогаш [[Магнетно поле|магнетното поле]] соодветно ќе се зголеми. Слично на тоа, ѕвездата што се распаѓа започнува со многу поголема површина од добиената неутронска ѕвезда, а зачувувањето на магнетниот тек би резултирало со многу посилно магнетно поле. Сепак, ова едноставно објаснување не ја објаснува целосно јачината на магнетното поле на неутронските ѕвезди.<ref name="reisenegger" />

=== Гравитација ===
[[Податотека:Neutronstar_2Rs.svg|мини| Девијација на гравитациската светлина кај неутронска ѕвезда. Поради релативистичкото отклонување на светлината над половина од површината е видлива (секое делче од мрежа претставува 30 на 30 степени).<ref name="Zahn">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/galerie/galerie.html|title=Tempolimit Lichtgeschwindigkeit|last=Zahn|first=Corvin|date=1990-10-09|language=de|archive-url=https://web.archive.org/web/20210126171353/https://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/galerie/galerie.html|archive-date=2021-01-26|accessdate=2009-10-09|quote=Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... dimensionslosen Einheiten (''c'', ''G'' = 1)}}</ref> Во [[Геометризирани единици|природни единици]], масата на оваа ѕвезда е 1, а нејзиниот полупречник е 4, или двапати од [[Шварцшилдов полупречник|Шварцшилдовиот полупречник]].<ref name="Zahn" />]]
[[Гравитациско поле|Гравитациското поле]] на површината на неутронската [[ѕвезда]] е околу {{Вред|2}} пати посилно отколку на Земјата, на околу {{val|2|e=11}}.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=lb5owLGIQGsC&pg=PA322|title=An Introduction to the Sun and Stars|last=Green|first=Simon F.|last2=Jones|first2=Mark H.|last3=Burnell|first3=S. Jocelyn|publisher=Cambridge University Press|year=2004|isbn=978-0-521-54622-5|edition=illustrated|page=322|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20170131005503/https://books.google.com/books?id=lb5owLGIQGsC&pg=PA322|archive-date=2017-01-31}}</ref> Таквото силно гравитациско поле делува како гравитациска леќа и го свиткува зрачењето што го емитува неутронската ѕвезда така што делови од нормално невидливата задна површина стануваат видливи.<ref name="Zahn" /> Ако [[полупречник]]от на неутронската ѕвезда е 3''GM''/''c''<sup>2</sup> или помалку, тогаш фотоните може да бидат заробени во орбитата, со што целата површина на таа неутронска ѕвезда ќе биде видлива од една гледна точка, заедно со дестабилизирачките фотонски орбити на или под полупречник од 1 растојание на ѕвездата.

Дел од масата на ѕвезда што се распаѓа и настанува неутронска ѕвезда, се ослободува во експлозијата на [[супернова]]та од која настанува (од законот за еднаквост маса-енергија, {{Безпрелом|1=''E'' = ''mc''<sup>2</sup>}}). Енергијата доаѓа од гравитациската сврзувачка енергија на неутронска ѕвезда.

Оттука, [[Гравитација|гравитациската сила]] на вообичаена неутронска ѕвезда е огромна. Ако некое тело падне од висина од еден метар на неутронска ѕвезда со полупречник од 12 километри, тој би стигнал до земјата со околу 1.400 километри во секунда.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.datosfreak.org/datos/slug/Aceleracion-de-superficie-estrella-de-neutrones|title=Peligroso lugar para jugar tenis|work=Datos Freak|language=es|archive-url=https://web.archive.org/web/20160611022635/http://www.datosfreak.org/datos/slug/Aceleracion-de-superficie-estrella-de-neutrones|archive-date=11 јуни 2016|accessdate=8 септември 2024}}</ref> Сепак, дури и пред ударот, [[Плимна сила|плимната сила]] би предизвикала [[шпагетификација]], кршејќи секаков вид обично тело  во протокот од материјал.

Поради огромната гравитација, [[Временско издолжување|временското издолжување]] помеѓу неутронската ѕвезда и [[Земја (планета)|Земјата]] е значајно. На пример, осум години би можеле да поминат на површината на неутронска ѕвезда, а сепак би поминале десет години на Земјата, не вклучувајќи го ефектот на временско проширување на многу брзото вртење на ѕвездата.<ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/blackholehowidea0000bart|title=Black Hole: How an Idea Abandoned by Newtonians, Hated by Einstein, and Gambled on by Hawking Became Loved|last=Marcia Bartusiak|publisher=Yale University Press|year=2015|isbn=978-0-300-21363-8|page=[https://archive.org/details/blackholehowidea0000bart/page/130 130]|url-access=registration}}</ref>

Релативистичките равенки на состојбата на неутронската ѕвезда ја опишуваат врската на полупречникот наспроти масата за различни модели.<ref>[http://www.ns-grb.com/PPT/Lattimer.pdf Neutron Star Masses and Radii] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20111217102314/http://www.ns-grb.com/PPT/Lattimer.pdf|date=2011-12-17}}, p. 9/20, bottom</ref> Најверојатните полупречници за дадена маса на неутронска ѕвезда се заградени со моделите AP4 (најмал полупречник) и MS2 (најголем полупречник). ''E''<sub>B</sub> е односот на енергетската маса на гравитациското врзување еднакво на набљудуваната гравитациска маса на неутронската ѕвезда од ''M'' килограми со полупречнички ''R'' метри,<ref>{{Наведено списание|last=Hessels|first=Jason W. T|last2=Ransom|first2=Scott M|last3=Stairs|first3=Ingrid H|last4=Freire|first4=Paulo C. C|last5=Kaspi|first5=Victoria M|last6=Camilo|first6=Fernando|year=2001|title=Neutron Star Structure and the Equation of State|journal=The Astrophysical Journal|volume=550|issue=426|pages=426–442|arxiv=astro-ph/0002232|bibcode=2001ApJ...550..426L|doi=10.1086/319702}}</ref> <math display="block">E_\text{B} = \frac{0.60\,\beta}{1 - \frac{\beta}{2}}</math><math display="block">\beta \ = G\,M/R\,{c}^{2}</math> Со оглед на тековните вредности

* <math>G = 6.67408\times10^{-11}\, \text{m}^3\text{kg}^{-1}\text{s}^{-2}</math><ref name="CODATA 2014">CODATA 2014</ref>
* <math>c = 2.99792458 \times10^{8}\, \text{m}/\text{s}</math><ref name="CODATA 2014" />
* <math>M_\odot = 1.98855\times10^{30}\, \text{kg}</math>

и ѕвездените маси „М“ вообичаено се пријавуваат како множители на една [[сончева маса]], <math display="block">M_x = \frac{M}{M_\odot}</math> тогаш релативистичката делбена енергија на врзување на неутронска ѕвезда е <math display="block">E_\text{B} = \frac{886.0 \,M_x}{R_{\left[\text{in meters}\right]} - 738.3\,M_x}</math>

Неутронска ѕвезда од {{Сончева маса|2}} не би била збиена повеќе од 10.970 метри во полупречник (модел АП4). Нејзината масовна гравитациска врзувачка енергија тогаш би била 0,187, -18,7% (егзотермична). Ова не е близу 0,6/2 = 0,3, -30%.

== Структура ==
[[Податотека:Neutron_star_cross_section.svg|мини|Пресек на неутронска ѕвезда. Густините се во однос на ''ρ<sub>0</sub>'' заситената густина на јадрена материја, каде што нуклеоните почнуваат да се допираат.]]
Сегашното разбирање на структурата на неутронските [[ѕвезди]] е дефинирано со постојните [[математички]] модели, но можеби е можно да бидат заклучени некои подробности преку проучување на колебањето на неутронските ѕвезди. [[Астеросеизмологија]]та, студија применета на обичните ѕвезди, може да ја открие внатрешната структура на неутронските ѕвезди со анализа на набљудуваните спектри на ѕвездените колебања.<ref name="Haensel">{{Наведена книга|title=Neutron Stars|last=Haensel|first=Paweł|last2=Potekhin|first2=Alexander Y.|last3=Yakovlev|first3=Dmitry G.|date=2007|publisher=Springer|isbn=978-0-387-33543-8}}</ref>

Сегашните модели покажуваат дека материјата на површината на неутронската ѕвезда е составена од обични [[Атомско јадро|атомски јадра]] смачкани во цврста решетка со море од [[електрон]]и кои течат низ празнините меѓу нив. Можно е јадрата на површината да се од [[железо]], поради високата енергија на врзување на железото по [[нуклеон]].<ref name="Surface">{{Наведено списание|last=Beskin|first=Vasilii S.|date=1999|title=Radio pulsars|journal=Physics-Uspekhi|volume=42|issue=11|pages=1173–1174|bibcode=1999PhyU...42.1071B|doi=10.1070/pu1999v042n11ABEH000665|doi-access=free}}</ref> Исто така, можно е тешките [[елементи]], како што е железото, едноставно да потонат под површината, оставајќи само лесни јадра како [[хелиум]] и [[водород]].<ref name="Surface" /> Ако температурата на површината надмине 10 [[келвини]] (како во случајот со млад [[пулсар]]), површината треба да биде течна наместо цврстата фаза што може да постои во поладните неутронски ѕвезди ([[температура]] < 10<sup>6</sup> келвини).<ref name="Surface" />

„Атмосферата“ на неутронската ѕвезда е претпоставувана дека е дебела најмногу неколку [[микрометри]], а нејзината динамика е целосно контролирана од [[магнетното поле]] на неутронската ѕвезда. Под атмосферата им цврста „кора“. Оваа кора е исклучително тврда и многу мазна (со максимални површински неправилности од редот на милиметри или помалку), поради крајното [[гравитациско поле]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/neutronstar.html|title=neutron star|last=Darling|first=David|work=www.daviddarling.info|archive-url=https://web.archive.org/web/20090124222032/http://daviddarling.info/encyclopedia/N/neutronstar.html|archive-date=2009-01-24|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref name="mt-ls">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.livescience.com/millimeter-tall-neutron-star-mountains.html|title=Neutron star 'mountains' are actually microscopic bumps less than a millimeter tall|last=Baker|first=Harry|date=21 July 2021|publisher=[[Live Science]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20210725063709/https://www.livescience.com/millimeter-tall-neutron-star-mountains.html|archive-date=25 јули 2021|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

Продолжувајќи навнатре, има јадра со постојано зголемување на бројот на неутрони; таквите јадра брзо би се распаѓале на [[Земја (планета)|Земјата]], но се одржуваат стабилни со огромни притисоци. Како што оваа постапка продолжува на зголемени длабочини, капнувањето на неутроните станува огромно, а концентрацијата на слободните неутрони брзо се зголемува.

По експлозија на [[супернова]] на [[суперџин]]ска ѕвезда, од остатоците се раѓаат неутронски ѕвезди. Неутронската ѕвезда е составена претежно од [[неутрон]]и (неутрални [[честички]]) и содржи мал дел од [[протон]]и (позитивно наелектризирани честички) и [[електрон]]и (негативно наелектризирани честички), како и јадра. Во крајната густина на неутронската ѕвезда, многу неутрони се слободни неутрони, што значи дека не се врзани во атомските јадра и слободно се движат во густата материја на ѕвездата, особено во најгустите области на ѕвездата - внатрешната кора и јадрото. Во текот на животот на ѕвездата, како што се зголемува нејзината густина, се зголемува и енергијата на електроните, што создава повеќе неутрони.<ref name="burrows">Burrows, A.</ref>

Кај неутронските ѕвезди, неутронското капнување е преодната точка каде јадрата стануваат толку богати со неутрони што повеќе не можат да задржат дополнителни неутрони, што доведува до образување на мноштво од слободни неутрони. Мноштвото од неутрони настанато по капнувањето на неутроните обезбедува дополнителна поддршка за притисок, што помага да биде одржан структурниот интегритет на ѕвездата и да биде спречен [[Гравитациски колапс|гравитациската пропаст]]. Неутронското капнување се одвива во внатрешната кора на неутронската ѕвезда и започнува кога густината станува толку висока што јадрата повеќе не можат да задржат дополнителни неутрони.<ref name="sorlin2008">Sorlin, O. and Porquet, M. (2008).</ref>

На почетокот на неутронското капнување, притисокот во ѕвездата од неутроните, електроните и вкупниот притисок е приближно еднаков. Како што се зголемува густината на неутронската ѕвезда, јадрата се распаѓаат, а неутронскиот притисок на ѕвездата станува доминантен. Кога густината ќе достигне точка каде што јадрата се допираат и последователно се спојуваат, тие образуваат течност од неутрони со посипување електрони и протони. Овој преод го означува неутронското капнување, каде што навладејувајчкиот притисок во неутронската ѕвезда се префрла од изродени електрони на неутрони.

При многу висока густина, неутронскиот притисок станува главен  притисок што ја држи ѕвездата, при што неутроните се нерелативистички (се движат побавно од брзината на светлината) и крајно притиснати. Меѓутоа, при крајни високи густини, неутроните почнуваат да се движат со релативистички брзини (блиску до брзината на светлината). Овие големи брзини значително го зголемуваат целокупниот притисок на ѕвездата, менувајќи ја рамнотежната состојба на ѕвездата и потенцијално доведувајќи до образување на егзотични состојби на материјата.

Во тој регион има јадра, слободни електрони и слободни неутрони. Јадрата стануваат сè помали (гравитацијата и притисокот го надминуваат [[Силно заемодејство|силното заемодејство]]) додека не се достигне јадрото, по дефиниција точката каде што претежно постојат неутрони. Очекуваната хиерархија на фази на јадрената материја во внатрешната кора се одликува  како „јадрени тестенини“, со помалку празнини и поголеми структури кон повисоки притисоци.<ref>{{Наведено списание|last=Pons|first=José A.|last2=Viganò|first2=Daniele|last3=Rea|first3=Nanda|date=2013|title=Too much "pasta" for pulsars to spin down|journal=Nature Physics|volume=9|issue=7|pages=431–434|arxiv=1304.6546|bibcode=2013NatPh...9..431P|doi=10.1038/nphys2640}}</ref> Составот на супергустата материја во јадрото останува неизвесен. Еден модел го опишува јадрото како [[Суперфлуидност|суперфлуидна]] материја изродена од неутрони (најчесто неутрони, со некои протони и електрони). Можни се повеќе егзотични облици на материја, вклучително и изродена [[чудна материја]] (содржи [[Чуден кварк|чудни кваркови]] покрај [[Горен кварк|горните]] и [[Долен кварк|долни]] [[кварк]]ови), материја која содржи високоенергетски [[Пион (честичка)|пиони]] и [[каон]]и покрај неутроните,<ref name="Haensel">{{Наведена книга|title=Neutron Stars|last=Haensel|first=Paweł|last2=Potekhin|first2=Alexander Y.|last3=Yakovlev|first3=Dmitry G.|date=2007|publisher=Springer|isbn=978-0-387-33543-8}}</ref> или крајногуста материја од изроден кварк.

== Зрачење ==
[[Податотека:Pulsar_anim.ogv|мини|Анимација на вртежен пулсар. Сферата во средината ја претставува неутронската ѕвезда, кривите ги означуваат линиите на магнетното поле, а испакнатите конуси ги претставуваат емисионите зони.]]

=== Пулсари ===
{{Главна|Пулсар}}
Неутронските [[ѕвезди]] се забележувани од нивното [[електромагнетно зрачење]]. Неутронските ѕвезди обично се набљудувани на импулсни [[Радиобранови|радио бранови]] и други [[Електромагнетно зрачење|електромагнетни зрачења]], а неутронските ѕвезди забележани со импулси се нарекувани пулсари.

Сметано е дека зрачењето на пулсарите е предизвикано од забрзување на честичките во близина на нивните магнетни полови, кои не мора да бидат порамнети со [[Вртење|вртежната оска]] на неутронската ѕвезда. Сметано е дека едно големо [[електрично поле]] се создава во близина на магнетните полови, што доведува до [[емисија на електрони]].<ref name="nrao">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.cv.nrao.edu/~sransom/web/Ch6.html|title=Pulsar Properties (Essential radio Astronomy)|last=Condon|first=J. J.|last2=Ransom|first2=S. M.|publisher=National Radio Astronomy Observatory|archive-url=https://web.archive.org/web/20160410113528/http://www.cv.nrao.edu/~sransom/web/Ch6.html|archive-date=10 април 2016|accessdate=8 септември 2024}}</ref> Овие електрони се магнетно забрзани по линиите на полето, што доведува до закривено зрачење, при што зрачењето е силно [[Поларизација (бранови)|поларизирано]] кон рамнината на закривеноста.<ref name="nrao" /> Дополнително, [[фотон]]ите со висока [[енергија]] можат да општат со фотоните со пониска енергија и со магнетното поле за [[Создавање на парови|производство на парот електрон и позитрон]], што преку уништување електрон-позитрон води до дополнителни [[фотони]] со висока енергија.<ref name="nrao" />

Зрачењето кое произлегува од магнетните полови на неутронските ѕвезди може да биде опише како магнетосферско зрачење, во однос на магнетосферата на неутронската ѕвезда.<ref name="pavlov">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|title=X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars|last=Pavlov|first=George|publisher=pulsarastronomy.net|archive-url=https://web.archive.org/web/20151206215220/http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|archive-date=6 декември 2015|accessdate=8 септември 2024}}</ref> Не треба да биде мешано со магнетното двополно зрачење, кое е емитувано бидејќи магнетната [[Вртење околу неподвижна оска|оска]] не е усогласена со вртежната оска, со честота на зрачење иста како честотата на вртење на неутронската ѕвезда.<ref name="nrao" />

Ако оската на вртење на неутронската ѕвезда е различна од магнетната оска, надворешните гледачи ќе ги видат само овие зраци на зрачење секогаш кога магнетната оска ќе биде насочена кон нив за време на вртењето на неутронската ѕвезда. Затоа, се забележувани периодични импулси, со иста брзина како и вртењето на неутронската ѕвезда.

Во мај 2022 година, астрономите пријавиле неутронска ѕвезда [[PSR J0901-4046]] со крајно долг период на радио емитување, со својства на вртење различни од познатите неутронски ѕвезди.<ref>{{Наведено списание|last=Caleb|first=Manisha|last2=Heywood|first2=Ian|last3=Rajwade|first3=Kaustubh|last4=Malenta|first4=Mateusz|last5=Willem Stappers|first5=Benjamin|last6=Barr|first6=Ewan|last7=Chen|first7=Weiwei|last8=Morello|first8=Vincent|last9=Sanidas|first9=Sotiris|date=2022-05-30|title=Discovery of a radio-emitting neutron star with an ultra-long spin period of 76 s|journal=Nature Astronomy|language=en|volume=6|issue=7|pages=828–836|arxiv=2206.01346|bibcode=2022NatAs...6..828C|doi=10.1038/s41550-022-01688-x|issn=2397-3366|pmc=7613111|pmid=35880202}}</ref> Не е јасно како е создавана неговата радио емисија и го предизвикува сегашното разбирање за тоа како еволуираат пулсарите.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.sydney.edu.au/news-opinion/news/2022/05/31/unusual-neutron-star-discovered-in-stellar-graveyard.html|title=Unusual neutron star discovered in stellar graveyard|work=The University of Sydney|language=en-AU|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

=== Непулсирачки неутронски ѕвезди ===
Покрај пулсарите, идентификувани се и непулсирачки неутронски ѕвезди, иако тие може да имаат мали периодични варијации во [[сјајност]]а.<ref name="cco" /><ref name="non-pulsating">{{Наведено списание|last=Klochkov|first=D.|last2=Puehlhofer|first2=G.|last3=Suleimanov|first3=V.|last4=Simon|first4=S.|last5=Werner|first5=K.|last6=Santangelo|first6=A.|year=2013|title=A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6–0.7 with a carbon atmosphere|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=556|pages=A41|arxiv=1307.1230|bibcode=2013A&A...556A..41K|doi=10.1051/0004-6361/201321740}}</ref> Се чини дека ова е особина на изворите на [[рендгенски зраци]] познати како Средишни збиени тела во [[Остаток од супернова|остатоците од супернова]] (СЗТ-а во ОСН-и), за кои е сметано дека се млади, радиотивки изолирани неутронски ѕвезди.<ref name="cco">{{Наведено списание|last=De Luca|first=Andrea|year=2008|title=Central Compact Objects in Supernova Remnants|journal=AIP Conference Proceedings|volume=983|pages=311–319|arxiv=0712.2209|bibcode=2008AIPC..983..311D|citeseerx=10.1.1.769.699|doi=10.1063/1.2900173}}</ref>

=== Спектри ===
Покрај [[Радиобранови|радиоемисиите]], неутронските ѕвезди биле идентификувани и во други делови од [[Електромагнетен спектар|електромагнетниот спектар]]. Ова вклучува [[Светлина|видлива светлина]], [[Инфрацрвено зрачење|блиску инфрацрвени]], [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетови]], [[рендгенски зраци]] и [[Гама-зрачење|гама-зраци]].<ref name="pavlov">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|title=X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars|last=Pavlov|first=George|publisher=pulsarastronomy.net|archive-url=https://web.archive.org/web/20151206215220/http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|archive-date=6 декември 2015|accessdate=8 септември 2024}}</ref> [[Пулсар]]ите забележани во рендгенските зраци се познати како пулсари на рендгенски зраци ако се напојуваат со насобирање, додека оние идентификувани во видлива светлина се познати како оптички пулсари. Поголемиот дел од откриените неутронски ѕвезди, вклучувајќи ги и оние идентификувани во оптички, рендгенски и гама зраци, исто така емитуваат радио бранови;<ref name="jb">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section7.html|title=7. Pulsars at Other Wavelengths|work=Frontiers of Modern Astronomy|publisher=Jodrell Bank Centre for Astrophysics|archive-url=https://web.archive.org/web/20160410062808/http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section7.html|archive-date=10 април 2016|accessdate=8 септември 2024}}</ref> [[Раковиден Пулсар|Раковидниот Пулсар]] произведува електромагнетни емисии низ целиот спектар.<ref name="jb" /> Сепак, постојат неутронски ѕвезди наречени радиотивки неутронски ѕвезди, без откриени радио емисии.<ref name="ras">{{Наведено списание|last=Brazier|first=K. T. S.|last2=Johnston|first2=S.|date=август 2013|title=The implications of radio-quiet neutron stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=305|issue=3|pages=671|arxiv=astro-ph/9803176|bibcode=1999MNRAS.305..671B|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x|doi-access=free}}</ref>

== Вртење ==
Неутронските ѕвезди вртата исклучително брзо по нивното настанување поради зачувувањето на аголниот импулс; во аналогија на скијачи на мраз кои се повлекуваат со рацете, бавното вртење на првобитното јадро на ѕвездата се забрзува додека се собира. Новородената неутронска ѕвезда може да се врти многу пати во секунда.

=== Намалувано вртење ===
[[Податотека:PPdot2.png|мини| ''P''–''P'' -точкест дијаграм за познати [[пулсар]]и придвижувани преку вртење (црвено), аномални рендгенски пулсари (зелено), пулсари со висока енергетска емисија (сино) и двојни пулсари (розово).]]
Со текот на времето, неутронските [[ѕвезди]] забавуваат, бидејќи нивните вртежни [[Магнетно поле|магнетни полиња]] всушност зрачат со [[енергија]] поврзана со вртењето; На постарите неутронски ѕвезди им требаат неколку секунди за секоја револуција. Ова е нарекувано „намалувано вртење“. Брзината со која неутронската ѕвезда го забавува своето вртење е обично постојана и многу мала.

[[Честота|Периодичното време]] (''P'') е [[вртежен период]], време за едно вртење на неутронска ѕвезда. Стапката на вртење надолу, брзината на забавување на вртењето, потоа го добива симболот <math>\dot{P}</math> ( ''P'' -точка), [[извод]]от на ''P'' во однос на времето. Дефинирано е како периодично зголемување на времето по единица време; тоа е [[бездимензионална величина]], но може да бидат дадени единиците s⋅s<sup>−1</sup> (секунди по секунда).<ref name="nrao" />

Стапката на намаленото вртење ( ''P''-точка) на неутронските ѕвезди обично паѓа во опсегот од 10<sup>−22</sup> до 10-9 s⋅s<sup>−1</sup>, со пократкопериодичните (или побрзо вртежни) набљудувани неутронски ѕвезди обично имаат помала ''P''-точка. Како што старее неутронската ѕвезда, нејзиното вртење се забавува (како што се зголемува ''P'' ); на крајот, брзината на вртење ќе стане премногу бавна за да го напојува механизмот за радиоемисија, а неутронската ѕвезда повеќе нема да може да биде откриена.<ref name="nrao" />

''P'' и ''P''-точките дозволуваат да бидат проценети минималните магнетни полиња на неутронските ѕвезди.<ref name="nrao" /> ''P'' и ''P''-точките може да бидат користени и за пресметување на „карактеристичната старост“ на пулсарот, но дава проценка што е нешто поголема од вистинската возраст кога е применувано кон млади пулсари.<ref name="nrao" />

''P'' и ''P''-точката, исто така, може да бидат комбинирани со [[Момент на инерција|моментот на инерција]] на неутронската ѕвезда за да биде проценета количината наречена [[сјајност]] на намалено вртење, на која е даден симболот <math>\dot{E}</math> (''Е''-точка). Не е измерената сјајност, туку пресметаната стапка на загуба на вртежна енергија што би се манифестирала како зрачење. За неутронските ѕвезди каде сјајноста на намалено вртење е споредлива со вистинската сјајност, велено е дека неутронските ѕвезди се „[[Пулсар|придвижувани од вртење]]“.<ref name="nrao" /><ref name="pavlov">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|title=X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars|last=Pavlov|first=George|publisher=pulsarastronomy.net|archive-url=https://web.archive.org/web/20151206215220/http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|archive-date=6 декември 2015|accessdate=8 септември 2024}}</ref> Набљудуваната сјајност на [[Раковиден Пулсар|Раковидниот Пулсар]] е споредлива со сјајноста на намаленото вртење, поддржувајќи го моделот дека вртежната кинетичка енергија го напојува зрачењето од него.<ref name="nrao" /> Кај неутронските ѕвезди како што се [[магнетар]]ите, каде што вистинската сјајност ја надминува сјајноста на намалено вртење за околу сто фактор, претпоставувано е дека сјајноста е напојувана со магнетна дисипација, наместо да биде напојувано со вртење.<ref name="ufrgs">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.if.ufrgs.br/hadrons/zhang.pdf|title=Spin-Down Power of Magnetars|last=Zhang|first=B.|publisher=Universidade Federal do Rio Grande do Sul|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206223627/http://www.if.ufrgs.br/hadrons/zhang.pdf|archive-date=6 февруари 2021|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

''P'' и ''P''-точките, исто така, може да бидат нацртани со цел неутронските ѕвезди да створат ''P''-''P'' -точкест дијаграм. Кодира огромна количина на информации за пулсарското население и нејзините својства, и е споредуван со [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]] во неговата важност за неутронските ѕвезди.<ref name="nrao" />

=== Зголемувано вртење ===
[[Податотека:Neutron_Star_X-ray_beaming_with_accretion_disk.jpg|мини| [[Сметач]]ка симулација која прикажува неутронска ѕвезда со [[насобирачки диск]], која исфрла рендгенски зраци низ магнетната оска.]]
Брзината на [[вртење]] на неутронската ѕвезда може да биде зголемена, постапка позната како зголемувано вртење. Понекогаш неутронските ѕвезди ја примаат орбиталната материја од придружните ѕвезди, зголемувајќи ја стапката на вртењеи преобликувајќи ја неутронската ѕвезда во [[Сфероид|обвиен сфероид]]. Ова предизвикува зголемување на брзината на вртење на неутронската ѕвезда од над сто пати во секунда во случај на милисекундни пулсари.

Најбрзо вртежната неутронска ѕвезда во моментов позната, [[PSR J1748-2446ad]], се врти со 716 вртежи во секунда.<ref>{{Наведено списание|last=Hessels|first=Jason W. T|last2=Ransom|first2=Scott M|last3=Stairs|first3=Ingrid H|last4=Freire|first4=Paulo C. C|last5=Kaspi|first5=Victoria M|last6=Camilo|first6=Fernando|year=2006|title=A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz|journal=Science|volume=311|issue=5769|pages=1901–1904|arxiv=astro-ph/0601337|bibcode=2006Sci...311.1901H|citeseerx=10.1.1.257.5174|doi=10.1126/science.1123430|pmid=16410486}}</ref> Еден труд од 2007 година објавил откривање на [[колебање]] на избувнување на [[рендгенски зраци]], што обезбедува индиректна мерка на центрифугирање, од 1122 [[Херц|Hz]] од неутронската ѕвезда [[XTE J1739-285]],<ref name="KaaretPrieskorn2007">{{Наведено списание|last=Kaaret|first=P.|last2=Prieskorn|first2=Z.|last3=Zand|first3=J. J. M. in 't|last4=Brandt|first4=S.|last5=Lund|first5=N.|last6=Mereghetti|first6=S.|last7=Götz|first7=D.|last8=Kuulkers|first8=E.|last9=Tomsick|first9=J. A.|year=2007|title=Evidence of 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285|journal=The Astrophysical Journal|volume=657|issue=2|pages=L97–L100|arxiv=astro-ph/0611716|bibcode=2007ApJ...657L..97K|doi=10.1086/513270|issn=0004-637X}}</ref> што наведува 1122 вртења во секунда. Меѓутоа, во моментов, овој сигнал бил виден само еднаш, и треба да биде сметан како неодлучен додека не биде потврдено во друг изблик од таа ѕвезда.

=== Дефекти и ѕвездени земјотреси ===
[[Податотека:2004_stellar_quake_full.jpg|мини| Концепција на уметник на [[НАСА]] за „ѕвезден земјотрес“.]]
Понекогаш неутронската [[ѕвезда]] ќе претрпи дефект, едно ненадејно мало зголемување на нејзината вртежна брзина или зголемувано вртење.<ref name=":0">{{Наведување|last=Antonelli|first=Marco|title=Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars|date=ноември 2022|pages=219–281|last2=Montoli|first2=Alessandro|last3=Pizzochero|first3=Pierre|chapter=Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches|doi=10.1142/9789811220944_0007|arxiv=2301.12769|isbn=978-981-12-2093-7}}</ref> Сметано дека дефектите се ефект на ѕвезден земјотрес — како што се забавува вртењето на неутронската ѕвезда, нејзиниот облик станува сферичен. Поради крутоста на „неутронската“ кора, ова се случува како дискретни настани кога кората ќе пукне, создавајќи ѕвезден земјотрес сличен на [[земјотрес]]ите. По ѕвездениот земјотрес, ѕвездата ќе има помал екваторски [[полупречник]], а бидејќи аголниот моментум е зачуван, нејзината вртежна брзина се зголемила.

Ѕвездени земјотреси што се случуваат во [[магнетар]]и, со резултат на дефект, е водечка [[хипотеза]] за изворите на [[гама-зраци]] познати како меки гама повторувачи.<ref name="sa">{{Наведено списание|last=Kouveliotou|first=Chryssa|last2=Duncan|first2=Robert C.|last3=Thompson|first3=Christopher|date=февруари 2003|title=Magnetars|journal=Scientific American|volume=288|issue=2|pages=34–41|bibcode=2003SciAm.288b..34K|doi=10.1038/scientificamerican0203-34|pmid=12561456}}</ref> и аномални пулсари со рендгенски зраци (АПРЗ).<ref name="NuPhS 2004"/>

Меѓутоа, неодамнешната работа сугерира дека ѕвездениот земјотрес нема да ослободи доволно [[енергија]] за дефект на неутронската ѕвезда; Предложено е дека грешките може наместо тоа да бидат предизвикани од премини на вители во теоретското суперфлуидно јадро на неутронската ѕвезда од една метастабилна енергетска состојба во пониска, со што се ослободува енергија што се појавува како зголемување на стапката на вртење.<ref name=":0">{{Наведување|last=Antonelli|first=Marco|title=Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars|date=ноември 2022|pages=219–281|last2=Montoli|first2=Alessandro|last3=Pizzochero|first3=Pierre|chapter=Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches|doi=10.1142/9789811220944_0007|arxiv=2301.12769|isbn=978-981-12-2093-7}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://physicsworld.com/cws/article/print/1756|title=Pulsars, glitches and superfluids|last=Alpar|first=M. Ali|date=1 јануари 1998|publisher=Physicsworld.com|archive-url=https://web.archive.org/web/20081206090618/http://physicsworld.com/cws/article/print/1756|archive-date=6 декември 2008|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

=== Контрадефекти ===
Пријавен е и контра дефект, ненадејно мало намалување на вртежната брзина или намалувано вртење на една неутронска ѕвезда.<ref name="nature">{{Наведено списание|last=Archibald|first=R. F.|last2=Kaspi|first2=V. M.|last3=Ng|first3=C. Y.|last4=Gourgouliatos|first4=K. N.|last5=Tsang|first5=D.|last6=Scholz|first6=P.|last7=Beardmore|first7=A. P.|last8=Gehrels|first8=N.|last9=Kennea|first9=J. A.|year=2013|title=An anti-glitch in a magnetar|journal=Nature|volume=497|issue=7451|pages=591–593|arxiv=1305.6894|bibcode=2013Natur.497..591A|doi=10.1038/nature12159|pmid=23719460}}</ref> Тоа било случено во [[магнетар]]от [[1E 2259+586]], што во еден случај предизвикало зголемување на [[сјајност]]а на [[Рендгенски зраци|рендгенските зраци]] за фактор 20 и значителна промена на брзината на центрифугирање надолу. Сегашните модели на неутронски ѕвезди не го предвидуваат ова однесување. Ако причината била внатрешна, ова укажува на диференцијално вртење на цврстата надворешна кора и суперфлуидниот составен дел на внатрешната структура на магнетарот.<ref name=":0">{{Наведување|last=Antonelli|first=Marco|title=Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars|date=ноември 2022|pages=219–281|last2=Montoli|first2=Alessandro|last3=Pizzochero|first3=Pierre|chapter=Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches|doi=10.1142/9789811220944_0007|arxiv=2301.12769|isbn=978-981-12-2093-7}}</ref><ref name="nature" />

== Население и растојанија ==
Во моментов, постојат околу 3.200 познати неутронски [[ѕвезди]] во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] и Магелановите облаци, од кои повеќето се откриени како радио [[пулсар]]и. Неутронските ѕвезди се претежно концентрирани по должината на дискот на Млечниот Пат, иако ширењето нормално на дискот е големо бидејќи постапката на експлозија на [[супернова]] може да даде високи брзини на превод (400 км/с) до новонастанатата неутронска ѕвезда.

Некои од најблиските познати неутронски ѕвезди се RX J1856.5−3754, која е оддалечена околу 400 [[Светлосна година|светлосни години]] од [[Земја (планета)|Земјата]] и [[PSR J0108−1431]] околу 424 [[светлосни години]].<ref name="aaa496">{{Наведено списание|last=Posselt|first=B.|last2=Neuhäuser|first2=R.|last3=Haberl|first3=F.|date=March 2009|title=Searching for substellar companions of young isolated neutron stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=496|issue=2|pages=533–545|arxiv=0811.0398|bibcode=2009A&A...496..533P|doi=10.1051/0004-6361/200810156}}</ref> RX J1856.5-3754 е член на блиската група неутронски ѕвезди наречена Величествените седум. Друга блиска неутронска ѕвезда која била откриена како поминува низ заднината на [[соѕвездието]] [[Мала Мечка (соѕвездие)|Мала Мечка]], нејзините откривачи од [[Канада]] и [[Соединетите Држави]] го добија прекарот Калвера, по негативецот во филмот ''[[Величествените седуммина|„Величествените седуммина“]]'' од 1960 година. Ова тело што брзо се движи е откриен со помош на Каталогот за светли извори на Рендгенскиот сателит.

Неутронските ѕвезди се откривани само со современа технологија во најраните фази од нивниот живот (речиси секогаш помалку од 1 милион години) и се многу побројни од постарите неутронски ѕвезди кои би можеле да бидат забележани само преку нивното зрачење на црното тело и гравитационите ефекти врз другите ѕвезди.

== Системи на двојни неутронски ѕвезди ==

Околу 5% од сите познати неутронски [[ѕвезди]] се членови на [[Двојна ѕвезда|двоен систем]]. Настанувањето и еволуцијата на двојните неутронски ѕвезди<ref>{{Наведена книга|title=Formation and evolution of compact stellar X-ray sources|last=Tauris|first=T. M.|last2=Van Den Heuvel|first2=E. P. J.|year=2006|bibcode=2006csxs.book..623T|quote=Fig. 16.4. Illustration of the relative distribution of all ~ 1500 radio pulsars observed. About 4% are members of a binary system.}}</ref> и двојните неутронски ѕвезди<ref name="TaurisKramerFreire2017">{{Наведено списание|last=Tauris|first=T. M.|last2=Kramer|first2=M.|last3=Freire|first3=P. C. C.|last4=Wex|first4=N.|last5=Janka|first5=H.-T.|last6=Langer|first6=N.|last7=Podsiadlowski|first7=Ph.|last8=Bozzo|first8=E.|last9=Chaty|first9=S.|date=13 септември 2017|title=Formation of Double Neutron Star Systems|journal=The Astrophysical Journal|volume=846|issue=2|page=170|arxiv=1706.09438|bibcode=2017ApJ...846..170T|doi=10.3847/1538-4357/aa7e89|pmid=|doi-access=free}}</ref> може да биде сложена постапка. Неутронските ѕвезди се забележани во двојни броеви со обични [[Главна низа|ѕвезди од главната низа]], [[Црвен џин|црвени џинови]], [[Бело џуџе|бели џуџиња]] или други неутронски ѕвезди. Според современите теории за двојна еволуција, е очекувано дека неутронските ѕвезди постојат и во двојни системи со придружници на [[Црна дупка|црните дупки]]. Спојувањето на двојните ѕвезди што содржат две неутронски ѕвезди, или неутронска ѕвезда и црна дупка, е забележано преку емисија на [[гравитациски бран]]ови.<ref>{{Наведено списание|last=Abbott|first=B. P.|last2=Abbott|first2=R.|last3=Abbott|first3=T. D.|last4=Acernese|first4=F.|last5=Ackley|first5=K.|last6=Adams|first6=C.|last7=Adams|first7=T.|last8=Addesso|first8=P.|last9=Adhikari|first9=R. X.|displayauthors=5|date=2017-10-16|title=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral|journal=Physical Review Letters|publisher=American Physical Society (APS)|volume=119|issue=16|page=161101|arxiv=1710.05832|bibcode=2017PhRvL.119p1101A|doi=10.1103/physrevlett.119.161101|issn=0031-9007|pmid=29099225|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Abbott|first=B. P.|last2=Abbott|first2=R.|last3=Abbott|first3=T. D.|last4=Abernathy|first4=M. R.|last5=Acernese|first5=F.|last6=Ackley|first6=K.|last7=Adams|first7=C.|last8=Adams|first8=T.|last9=Addesso|first9=P.|displayauthors=5|date=2016-02-11|title=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger|journal=Physical Review Letters|volume=116|issue=6|page=1161102|arxiv=1602.03837|bibcode=2016PhRvL.116f1102A|doi=10.1103/physrevlett.116.061102|issn=0031-9007|pmid=26918975|doi-access=free}}</ref>

=== Рендгенски двојни ѕвезди ===
{{Главна|Рендгенска двојна ѕвезда}}
Двојните системи кои содржат неутронски [[ѕвезди]] често испуштаат [[рендгенски зраци]], кои се емитувани од врел гас додека паѓа кон површината на неутронската ѕвезда. Изворот на [[гас]]от е придружната ѕвезда, чии надворешни слоеви може да бидат отстранети од [[Гравитација|гравитациската сила]] на неутронската ѕвезда ако двете ѕвезди се доволно блиску. Како што неутронската ѕвезда го [[Насобирање (астрофизика)|насобира]] овој гас, нејзината маса може да биде зголемена; ако е насобирана доволно маса, неутронската ѕвезда може да пропадне во [[црна дупка]].<ref name="lewin2010">{{Наведена книга|title=Compact Stellar X-ray Sources|last=Lewin|first=Walter|last2=Van Der Klis|first2=Michiel|year=2010|bibcode=2010csxs.book.....L}}</ref>

=== Спојувања на двојни ѕвезди и нуклеосинтеза на неутронски ѕвезди ===
{{Главна|Спојување на двојни ѕвезди}}<div class="thumb tmulti tright"><div class="thumbinner multiimageinner" style="width:292px;max-width:292px"><div class="trow"><div class="tsingle" style="width:144px;max-width:144px"><div class="thumbimage" style="height:113px;overflow:hidden">[[File:Neutron_Stars_Rip_Each_Other_Apart_to_Form_Black_Hole_(GSFC_20171208_Archive_e001098).jpg|алт=|142x142пкс]]</img></div></div><div class="tsingle" style="width:144px;max-width:144px"><div class="thumbimage" style="height:113px;overflow:hidden">[[File:Neutron_Stars_Rip_Each_Other_Apart_to_Form_Black_Hole_(GSFC_20171208_Archive_e001099).jpg|алт=|142x142пкс]]</img></div></div></div><div class="trow"><div class="tsingle" style="width:119px;max-width:119px"><div class="thumbimage" style="height:93px;overflow:hidden">[[File:Neutron_Stars_Rip_Each_Other_Apart_to_Form_Black_Hole_(GSFC_20171208_Archive_e001100).jpg|алт=|117x117пкс]]</img></div></div><div class="tsingle" style="width:169px;max-width:169px"><div class="thumbimage" style="height:93px;overflow:hidden">[[File:Neutron_Stars_Rip_Each_Other_Apart_to_Form_Black_Hole_(GSFC_20171208_Archive_e001101).jpg|алт=|167x167пкс]]</img></div></div></div><div class="trow" style="display:flex"><div class="thumbcaption"> Четири снимки од сметачка симулација на спојување на неутронска ѕвезда. Во насока на стрелките на часовникот, од горе лево:

# Двете неутронски ѕвезди остваруваат првичен допир
# Огромните плимни сили почнуваат да ги нарушуваат надворешните слоеви на неутронските ѕвезди
# Неутронските ѕвезди се целосно плимно нарушени
# Настанува црна дупка, опкружена со насобирачки диск
</div></div></div></div>Забележано е дека растојанието помеѓу две неутронски ѕвезди во близок двоен систем се намалува како што се емитувани [[гравитациски бран]]ови.<ref>{{Наведено списание|last=Taylor|first=J. H.|last2=Weisberg|first2=J. M.|date=15 февруари 1982|title=A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16|journal=The Astrophysical Journal|volume=253|page=908|bibcode=1982ApJ...253..908T|doi=10.1086/159690}}</ref> На крајот, неутронските ѕвезди ќе дојдат во допир и ќе се спојат. Спојувањето на двојните неутронски ѕвезди е еден од водечките модели за потеклото на [[Гама-изблик|кратки изблици на гама-зраци]]. Силен доказ за овој модел дојде од набљудувањето на [[килонова]] поврзана со краткотрајниот излив на гама-зраци GRB 130603B,<ref>{{Наведено списание|last=Tanvir|first=N.|last2=Levan|first2=A. J.|last3=Fruchter|first3=A. S.|last4=Hjorth|first4=J.|last5=Hounsell|first5=R. A.|last6=Wiersema|first6=K.|last7=Tunnicliffe|first7=R. L.|date=2013|title=A 'kilonova' associated with the short-duration gamma-ray burst GRB 130603B|journal=Nature|volume=500|issue=7464|pages=547–549|arxiv=1306.4971|bibcode=2013Natur.500..547T|doi=10.1038/nature12505|pmid=23912055}}</ref> и конечно било потврден со забележување на гравитацискиот бран [[GW170817]] и краткиот [[GRB 170817A]] од страна на Ласерскиот интерферометар при гравитационо-бранова набљудувачница, интерферометарот Девица и 70 набљудувачници покривајќи го електромагнетниот спектар набљудувајќи го настанот.<ref name="SM-20171016">{{Наведени вести|url=https://www.science.org/content/article/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show|title=Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show|last=Cho|first=Adrian|date=16 октомври  2017|work=[[Science (списание)|Science]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20171018011625/http://www.sciencemag.org/news/2017/10/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show|archive-date=18 октомври 2017}}</ref><ref name="NYT-20171016">{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/2017/10/16/science/ligo-neutron-stars-collision.html|title=LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time|last=Overbye|first=Dennis|date=16 октомври 2017|work=[[The New York Times]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20171016143216/https://www.nytimes.com/2017/10/16/science/ligo-neutron-stars-collision.html|archive-date=16 October 2017|author-link=Денис Овербај}}</ref><ref name="NAT-20170825">{{Наведено списание|last=Casttelvecchi|first=Davide|date=2017|title=Rumours swell over new kind of gravitational-wave sighting|journal=[[Nature (journal)|Nature News]]|doi=10.1038/nature.2017.22482}}</ref><ref name="PhysRev">{{Наведено списание|last=Abbott|first=B. P.|date=16 октомври 2017|title=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral|journal=Physical Review Letters|volume=119|issue=16|pages=161101|arxiv=1710.05832|bibcode=2017PhRvL.119p1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101|pmid=29099225}}</ref> Верувано е дека светлината емитирана во килоновата доаѓа од радиоактивното распаѓање на материјалот исфрлен при спојувањето на двете неутронски ѕвезди. Спојувањето моментално создава средина со таков краен неутронски тек што може да се случи ''r''-постапката ; ова - за разлика од нуклеосинтезата на супернова - може да биде одговорно за производство на околу половина од изотопи во [[Хемиски елемент|хемиските елементи]] надвор од [[железо]]то.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.cnn.com/2013/07/20/opinion/urry-gold-stars/index.html|title=Gold comes from stars|last=Urry|first=Meg|authorlink=Мег Ури|date=20 јули 2013|publisher=CNN|archive-url=https://web.archive.org/web/20170722200821/http://www.cnn.com/2013/07/20/opinion/urry-gold-stars/index.html|archive-date=22 јули 2017|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

== Планети ==
{{Главна|Пулсарска планета|Животопогодност во неутронски ѕвездеми системи}}
Неутронските ѕвезди можат да бидат домаќини на [[Вонсончева планета|вонсончеви планети]]. Овие можат да бидат првобитни, околни, заробени или резултат на втор круг на настанување на [[планети]]. Пулсарите, исто така, можат да ја отстранат атмосферата од ѕвезда, оставајќи остаток од планетарна маса, што може да се разбере како хтонска планета или ѕвездено тело во зависност од толкувањето. За пулсарите, таквите пулсарни планети може да бидат забележани со [[Начини на откривање на вонсончеви планети|пулсарскиот темпиран метод]], што овозможува висока прецизност и откривање на многу помали планети отколку со другите методи. Два системи се дефинитивно потврдени. Првите вонсончеви планети кои некогаш биле откриени биле трите планети Драугр, Полтергеист и Фобетор околу [[PSR B1257+12]], откриени во 1992-1994 година. Од нив, Драугр е најмалата вонсончева планета досега откриена, со маса од двапати поголема од Месечината. Друг систем е PSR B1620−26, каде што обиколната планета орбитира околу неутронска ѕвезда-бела џуџеста бинарна систем. Исто така, има неколку непотврдени кандидати. Пулсарските планети добиваат малку видлива светлина, но огромни количини на јонизирачко зрачење и високоенергетски ѕвезден ветар, што ги прави прилично непријателски средини за животот, како што сега се разбира.

== Историја на откритија ==
[[Податотека:Isolated_Neutron_Star_RX_J185635-3754_-_opo9732a.jpg|лево|мини| Првото директно набљудување на изолирана неутронска ѕвезда во видлива светлина. Неутронската ѕвезда е RX J1856.5−3754.]]
На состанокот на Американското физичко друштво во декември 1933 година (постапката била објавена во јануари 1934 година), [[Валтер Баде]] и [[Фриц Цвики]] предложиле постоење на неутронски [[ѕвезди]],<ref>{{Наведено списание|last=Baade|first=Walter|author-link=Валтер Баде|last2=Zwicky|first2=Fritz|author-link2=Фриц Цвики|date=1934|title=Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays|url=https://authors.library.caltech.edu/5999/1/BAApr34.pdf|journal=Physical Review|volume=46|issue=1|pages=76–77|bibcode=1934PhRv...46...76B|doi=10.1103/PhysRev.46.76.2|archive-url=https://web.archive.org/web/20210224205601/https://authors.library.caltech.edu/5999/1/BAApr34.pdf|archive-date=2021-02-24|access-date=8 септември 2024}}</ref>{{refn |group="lower-alpha" |Дури и пред откривањето на неутронот, во 1931 година, неутронските ѕвезди биле „предвидени“ од [[Лев Ландау]], кој пишувал за ѕвезди каде што „атомските јадра доаѓаат во близок допир, формирајќи едно џиновско јадро“.<ref>{{cite journal |journal=Phys. Z. Sowjetunion |volume=1 |title=On the theory of stars |last=Landau |first=Lev D. |pages=285–288 |date=1932 }}</ref> Сепак, широко распространето мислење дека Ландау ги „предвидувал“ неутронските ѕвезди се покажува како погрешно.<ref>{{Cite book |bibcode = 2007ASSL..326.....H|title = Neutron Stars 1 : Equation of State and Structure|series= Astrophysics and Space Science Library|volume = 326|editor-last1 = Haensel|editor-first1 = P|editor-last2 = Potekhin|editor-first2 = A. Y|editor-last3 = Yakovlev|editor-first3 = D. G|year = 2007 |isbn=978-0387335438 |publisher=Springer |author=<!--Deny Citation Bot -->}}</ref>}} помалку од две години по [[Откривање на неутронот|откривањето на неутронот]] од страна на [[Џејмс Чедвик]].<ref>{{Наведено списание|last=Chadwick|first=James|date=1932|title=On the possible existence of a neutron|journal=Nature|volume=129|issue=3252|pages=312|bibcode=1932Natur.129Q.312C|doi=10.1038/129312a0|doi-access=free}}</ref> Барајќи објаснување за потеклото на [[супернова]]та, тие привремено предложиле дека при експлозии на супернова, обичните ѕвезди се претвораат во ѕвезди кои се состојат од крајно тесно набиени неутрони кои ги нарекле неутронски ѕвезди. Баде и Цвики точно предложиле во тоа време дека ослободувањето на гравитациската сврзувачка енергија на неутронските ѕвезди ја напојува суперновата: „Во постапката на супернова, масата во најголемиот дел се уништува“. Било сметано дека неутронските ѕвезди се премногу слаби за да бидат забележани и малку било работено на нив сè до ноември 1967 година, кога [[Франко Пачини]] истакнал дека ако неутронските ѕвезди се вртат и имаат големи [[Магнетно поле|магнетни полиња]], тогаш ќе бидат емитувани [[електромагнетни бранови]]. Непознат за него, радиоастрономот [[Ентони Хјуиш|Антони Хјуиш]] и неговата дипломирана студентка Џоселин Бел на [[Кембрички универзитет|Кембриџ]] наскоро требале да забележуваат радиопулсови од ѕвезди за кои сега е верувано дека се високо магнетизирани, брзо вртечки неутронски ѕвезди, познати како [[пулсар]]и.

Во 1965 година, Антони Хјуиш и Семјуел Окоје откриле „необичен извор на висока [[температура]] на радио осветленост во [[Раковидна Маглина|Раковидната Маглина]]“.<ref>{{Наведено списание|last=Hewish|first=A.|last2=Okoye|first2=S. E.|date=1965|title=Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula|journal=Nature|volume=207|issue=4992|pages=59–60|bibcode=1965Natur.207...59H|doi=10.1038/207059a0}}</ref> Испаднало дека овој извор е [[Раковиден Пулсар|Раковидниот Пулсар]] кој произлегол од големата [[SN 1054|супернова од 1054 година]].

Во 1967 година, Јосиф Шкловски ги испитувал [[Рендгенски зраци|рендгенските]] и оптичките набљудувања на [[Скорпија X-1|Скорпија Х-1]] и правилно заклучил дека зрачењето доаѓа од неутронска ѕвезда во фазата на [[Насобирање (астрофизика)|насобирање]].<ref>{{Наведено списание|last=Shklovsky|first=I. S.|date=април 1967|title=On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1|journal=Astrophysical Journal|volume=148|issue=1|pages=L1–L4|bibcode=1967ApJ...148L...1S|doi=10.1086/180001}}</ref>

Во 1967 година, Џоселин Бел Барнел и Ентони Хјуиш откриле редовни радиопулсирања од [[PSR B1919+21]]. Овој пулсар подоцна бил протолкуван како изолирана, вртежна неутронска ѕвезда. Изворот на енергија на пулсарот е вртежната енергија на неутронската ѕвезда. Поголемиот дел од познатите неутронски ѕвезди (околу 2000, согласно 2010 година) биле откриени како пулсари, кои емитуваат редовни радиопулсови.

Во 1968 година, Ричард Лавлејс и соработниците го откриле периодот <math>P\!\approx 33</math> ms од Раковидниот Пулсар користејќи ја Аресипската набљудувачница.<ref name="Lovelace1969">{{Наведено списание|last=Comella|first=J. M.|last2=Craft|first2=H. D.|last3=Lovelace|first3=R. V. E.|last4=Sutton|first4=J. M.|year=1969|title=Crab Nebula Pulsar NP 0532|journal=Nature|volume=221|issue=5179|page=453|bibcode=1969Natur.221..453C|doi=10.1038/221453a0}}</ref><ref name="Lovelace1969a">{{Наведено списание|last=Lovelace|first=R. V. E.|last2=Sutton|first2=J. M.|year=1969|title=Digital Search Methods for Pulsars|journal=Nature|volume=222|issue=5190|page=231|bibcode=1969Natur.222..231L|doi=10.1038/222231a0}}</ref> По ова откритие, [[Научник|научниците]] заклучиле дека пулсарите се вртежни неутронски ѕвезди.<ref name="LovelaceTyler2012">{{Наведено списание|last=Lovelace|first=R. V. E.|last2=Tyler|first2=G. L.|year=2012|title=On the discovery of the period of the Crab Nebular pulsar|journal=The Observatory|volume=132|issue=3|page=186|bibcode=2012Obs...132..186L}}</ref> Пред тоа, многу научници верувале дека пулсарите се пулсирачки [[Бело џуџе|бели џуџиња]].

Во 1971 година, [[Рикардо Џакони]], Херберт Гурски, Ед Келог, Р. Левинсон, Е. Шрајер и Х. Тананбаум откриле пулсирања од 4,8 секунди во извор на рендгенски зраци во [[соѕвездие]]то [[Кентаур (соѕвездие)|Кентаур]], [[Кентаур X-3]].<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=fmtqDQAAQBAJ&pg=PA8|title=Rotation and Accretion Powered Pulsars|last=Ghosh|first=Pranab|publisher=World Scientific|year=2007|isbn=978-981-02-4744-7|edition=илустрирано|page=8|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206222506/https://books.google.com/books?id=fmtqDQAAQBAJ&pg=PA8|archive-date=2021-02-06}}</ref> Тие го толкувале ова како резултат на вртежна жешка неутронска ѕвезда. Изворот на енергија е гравитациски и е резултат на [[Насобирање (астрофизика)|дожд од гас што паѓа]] на површината на неутронската ѕвезда од [[Двојна ѕвезда|придружна ѕвезда]] или [[Меѓуѕвездена средина|меѓуѕвездената средина]].

Во 1974 година, [[Ентони Хјуиш]] ја добил [[Нобелова награда за физика|Нобеловата награда за физика]] „за неговата одлучувачка улога во откривањето на пулсарите“ без [[Џослин Бел Бурнел|Џослин Бел]] која учествувала во откритието.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=aUjkKuaVIloC&pg=PA82|title=A Companion to Astronomy and Astrophysics: Chronology and Glossary with Data Tables|last=Lang|first=Kenneth|publisher=Springer Science & Business Media|year=2007|isbn=978-0-387-33367-0|edition=илустрирано|page=82|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206223425/https://books.google.com/books?id=aUjkKuaVIloC&pg=PA82|archive-date=2021-02-06}}</ref>

Во 1974 година, [[Џозеф Хутон Тејлор|Џозеф Тејлор]] и [[Расел Алан Халс|Расел Халс]] го откриле првиот [[Двојна ѕвезда|двоен]] пулсар, [[Халс-Тејлоров Пулсар|PSR B1913+16]], кој се состои од две неутронски ѕвезди (едната е гледана како пулсар) кои кружат околу нивната средина на маса. [[Општа теорија за релативноста|Општата теорија за релативноста]] на [[Алберт Ајнштајн]] предвидува дека масивните тела во кратки двојни [[орбити]] треба да испуштаат [[гравитациски бран]]ови, а со тоа и нивната орбита да се распаѓа со текот на времето. Ова навистина било забележано, токму како што предвидува општата релативност, и во 1993 година, Тејлор и Халс биле наградени со [[Нобелова награда за физика|Нобеловата награда за физика]] за ова откритие.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=fgj_TZ06niYC&pg=PA474|title=Neutron Stars 1: Equation of State and Structure|last=Haensel|first=Paweł|last2=Potekhin|first2=Alexander Y.|last3=Yakovlev|first3=Dmitry G.|publisher=Springer Science & Business Media|year=2007|isbn=978-0-387-47301-7|edition=илустрирано|page=474|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206223723/https://books.google.com/books?id=fgj_TZ06niYC&pg=PA474|archive-date=2021-02-06}}</ref>

Во 1982 година, [[Дон Бакер]] и неговите колеги го откриле првиот милисекунден пулсар [[PSR B1937+21]].<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=AK9N3zxL4ToC&pg=PA11|title=Pulsar Astronomy|last=Graham-Smith|first=Francis|publisher=Cambridge University Press|year=2006|isbn=978-0-521-83954-9|edition=илустрирано|page=11|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206223536/https://books.google.com/books?id=AK9N3zxL4ToC&pg=PA11|archive-date=2021-02-06}}</ref> Ова тело се врти 642 пати во секунда, вредност што постави фундаментални ограничувања на масата и полупречникот на неутронските ѕвезди. Подоцна биле откриени многу милисекундни пулсари, но PSR B1937+21 останал најбрзо вртечкиот познат пулсар цели 24 години, додека не бил откриен [[PSR J1748-2446ad]] (кој се врти ~716 пати во секунда).

Во 2003 година, Марта Бургеј и колегите го откриле првиот систем со двојна неутронска ѕвезда каде и двете составни делови биле забележани како пулсарите [[PSR J0737−3039]].<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=fmtqDQAAQBAJ&pg=PA281|title=Rotation and Accretion Powered Pulsars|last=Ghosh|first=Pranab|publisher=World Scientific|year=2007|isbn=978-981-02-4744-7|edition=илустрирано|page=281|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20210206223426/https://books.google.com/books?id=fmtqDQAAQBAJ&pg=PA281|archive-date=2021-02-06}}</ref> Откривањето на овој систем овозможува вкупно 5 различни тестови на општата релативност, некои од нив со невидена прецизност.

Во 2010 година, Пол Деморест и неговите колеги ја измериле масата на милисекундниот пулсар [[PSR J1614−2230]] да биде {{Сончева маса|{{val|1.97|0.04}}}}, користејќи Шапирово одложување.<ref>{{Наведено списание|last=Demorest|first=Paul B.|last2=Pennucci|first2=T.|last3=Ransom|first3=S. M.|last4=Roberts|first4=M. S.|last5=Hessels|first5=J. W.|year=2010|title=A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay|journal=Nature|volume=467|issue=7319|pages=1081–1083|arxiv=1010.5788|bibcode=2010Natur.467.1081D|doi=10.1038/nature09466|pmid=20981094}}</ref> Ова било значително повисока од која било претходно измерена маса на неутронска ѕвезда ({{Сончева маса|1.67}}, видете [[PSR J1903+0327]]), и поставува силни ограничувања на внатрешниот состав на неутронските ѕвезди.

Во 2013 година, [[Џон Антонијадис]] и неговите колеги ја измериле масата на [[PSR J0348+0432]] да биде {{Сончева маса|{{val|2.01|0.04}}}}, користејќи спектроскопија на [[бело џуџе]].<ref>{{Наведено списание|last=Antoniadis|first=John|date=2012|title=A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary|journal=Science|volume=340|issue=6131|pages=1233232|arxiv=1304.6875|bibcode=2013Sci...340..448A|citeseerx=10.1.1.769.4180|doi=10.1126/science.1233232|pmid=23620056}}</ref> Ова го потврдило постоењето на такви масивни ѕвезди користејќи поинаков метод. Понатаму, ова овозможило, за прв пат, тест на [[Општа теорија за релативноста|општата релативност]] со користење на таква масивна неутронска ѕвезда.

Во август 2017 година, Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница и интеферометарот „Virgo“ го направиле првото откривање на гравитациските бранови произведени од [[Ѕвезден судир|судир]] на неутронски ѕвезди ([[GW170817]]),<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20171016|title=LIGO Detection of Colliding Neutron Stars Spawns Global Effort to Study the Rare Event|last=Burtnyk|first=Kimberly M.|date=16 октомври 2017|archive-url=https://web.archive.org/web/20171023230823/https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20171016|archive-date=23 октомври 2017|accessdate=8 септември 2024}}</ref> што довело до дополнителни откритија за неутронските ѕвезди.

Во октомври 2018 година, [[астроном]]ите известиле дека [[GRB 150101B]], настан на [[гама-изблик]], откриен во 2015 година, може да биде директно поврзан со историскиот GW170817 и поврзан со [[Спојување на неутронски ѕвезди|спојувањето на две неутронски ѕвезди]]. Сличностите помеѓу двата настани, во однос на [[Гама-зрачење|гама-зраците]], [[Оптика|оптичките]] и рендгенските емисии, како и природата на поврзаните [[Галаксија|галаксии]] домаќини, се „впечатливи“, што наведува дека двата одделни настани може и двата да се резултат на спојувањето од неутронски ѕвезди, и двете може да бидат [[килонова]], што може да биде почеста во [[универзумот]] отколку што претходно било разбрано, според истражувачите.<ref name="EA-20181016">{{Наведени вести|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2018-10/uom-ait101518.php|title=All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought|last=University of Maryland|date=16 октомври 2018|work=[[EurekAlert!]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20181016142323/https://www.eurekalert.org/pub_releases/2018-10/uom-ait101518.php|archive-date=16 October 2018|author-link=Универзитет во Мериленд}}</ref><ref name="NC-20181016">{{Наведено списание|last=Troja, E.|displayauthors=etal|date=16 октомври 2018|title=A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341|journal=[[Nature Communications]]|volume=9|pages=4089|arxiv=1806.10624|bibcode=2018NatCo...9.4089T|doi=10.1038/s41467-018-06558-7|pmc=6191439|pmid=30327476}}</ref><ref name="NASA-20181016">{{Наведени вести|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/grb-150101b-a-distant-cousin-to-gw170817.html|title=GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817|last=Mohon|first=Lee|date=16 октомври 2018|work=[[НАСА]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20190322010201/https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/grb-150101b-a-distant-cousin-to-gw170817.html|archive-date=22 март 2019}}</ref><ref name="SPC-20181017">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.space.com/42158-another-neutron-star-crash-detected.html|title=Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger|last=Wall|first=Mike|date=17 октомври 2018|work=[[Space.com]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20181017144255/https://www.space.com/42158-another-neutron-star-crash-detected.html|archive-date=17 октомври 2018|accessdate=8 септември 2024}}</ref>

Во јули 2019 година, астрономите известиле дека е предложен нов метод за одредување на [[Хаблов закон|Хабловата константа]] и решавање на несовпаѓањето на претходните методи врз основа на спојувањата на парови на неутронски ѕвезди, по откривањето на спојувањето на неутронските ѕвезди на GW170817.<ref name="EA-20190708">{{Наведени вести|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-07/nrao-nmm070819.php|title=New method may resolve difficulty in measuring universe's expansion - Neutron star mergers can provide new 'cosmic ruler'|last=National Radio Astronomy Observatory|date=8 јули 2019|work=[[EurekAlert!]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20190708195937/https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-07/nrao-nmm070819.php|archive-date=8 јули 2019|author-link=National Radio Astronomy Observatory}}</ref><ref name="NRAO-20190708">{{Наведени вести|url=https://public.nrao.edu/news/new-method-measuring-universe-expansion/|title=New Method May Resolve Difficulty in Measuring Universe's Expansion|last=Finley|first=Dave|date=8 јули 2019|work=[[Национална радиоастрономска набљудувачница]]|access-date=8 септември 2024|archive-url=https://web.archive.org/web/20190708231326/https://public.nrao.edu/news/new-method-measuring-universe-expansion/|archive-date=8 јули 2019}}</ref> Нивното мерење на Хабловата константа е {{Вред|70.3|+5.3|-5.0}} (км/с)/[[Парсек|Mpc]].<ref name="NAT-20190708">{{Наведено списание|last=Hotokezaka, K.|displayauthors=et al.|date=8 јули 2019|title=A Hubble constant measurement from superluminal motion of the jet in GW170817|journal=[[Nature Astronomy]]|volume=3|issue=10|pages=940–944|arxiv=1806.10596|bibcode=2019NatAs...3..940H|doi=10.1038/s41550-019-0820-1}}</ref>

Студијата од 2020 година на докторантот на Универзитетот во Саутемптон, Фабијан Гитинс, предложила дека површинските неправилности („планините“) може да бидат високи само делови од милиметар (околу 0,000003% од [[пречник]]от на неутронската ѕвезда), стотици пати помали од претходно предвидените, што носи резултат импликации за неоткривање на гравитациските бранови од вртечките неутронски ѕвезди.<ref name="mt-ls">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.livescience.com/millimeter-tall-neutron-star-mountains.html|title=Neutron star 'mountains' are actually microscopic bumps less than a millimeter tall|last=Baker|first=Harry|date=21 July 2021|publisher=[[Live Science]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20210725063709/https://www.livescience.com/millimeter-tall-neutron-star-mountains.html|archive-date=25 јули 2021|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref name="mt-syfy">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.syfy.com/syfywire/tallest-mountain-neutron-star-fraction-millimeter-tall|title=The tallest mountain on a neutron star may be a fraction of a millimeter tall|last=Plait|first=Phil|date=23 јули 2021|publisher=[[Syfy]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20210725045955/https://www.syfy.com/syfywire/tallest-mountain-neutron-star-fraction-millimeter-tall|archive-date=25 јули 2021|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref name="gittins">{{Наведено списание|last=Gittins|first=Fabian|last2=Andersson|first2=Nils|date=2021|title=Modelling neutron star mountains in relativity|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=507|pages=116–128|arxiv=2105.06493|doi=10.1093/mnras/stab2048|doi-access=free}}</ref>

Користејќи го [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|Вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“]], астрономите идентификувале неутронска ѕвезда во рамките на остатоците од [[СПисок на видови ан ѕвездени експлозии|ѕвездената експлозија]] [[Супернова 1987А]], откако се обидувале да го направат тоа цели 37 години, според написот на списанието ''Science'' од 23 февруари 2024 година. Во [[парадигматска промена|парадигматската промена]], новите податоци на „Џејмс Веб“ обезбедуваат неостварлива директна потврда за неутронските ѕвезди во остатоците од супернова, како и подлабоко разбирање на постапките што има во остатоците од SN 1987A.<ref name="Fransson_20240223">{{Наведен Q|Q124719867}}</ref>

== Подтипови ==
[[Податотека:PIA23863-NeutronStarTypes-20200624.jpg|мини|Различни типови на неутронски ѕвезди.]]
[[Податотека:Neutron_star_magnetic_fields_simulation.jpg|десно|мини| Сметачки рендери на неутронска ѕвезда со [[насобирачки диск]], со проектирани линии на магнетно поле, прикажувајќи изблиции на моќни рендгенски зраци. Симулациите се земени од податоците од 2017 година од НУСТАР и Свифт на НАСА и XMM-Њутн при Европската јужна набљудувачница.]]
Постојат голем број на типови [[Астрономско тело|тела]] кои се состојат од или содржат неутронска ѕвезда:

* Изолирана неутронска ѕвезда (ИНЅ):<ref name="pavlov">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|title=X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars|last=Pavlov|first=George|publisher=pulsarastronomy.net|archive-url=https://web.archive.org/web/20151206215220/http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf|archive-date=6 декември 2015|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref name="cco" /><ref name="ins">{{Наведена книга|title=High-Energy Emission from Pulsars and their Systems|last=Mereghetti|first=Sandro|date=April 2010|isbn=978-3-642-17250-2|series=Astrophysics and Space Science Proceedings|volume=21|pages=345–363|chapter=X-ray emission from isolated neutron stars|arxiv=1008.2891|bibcode=2011ASSP...21..345M|doi=10.1007/978-3-642-17251-9_29}}</ref><ref name="slac">{{Наведено списание|last=Pavlov|first=G. G.|last2=Zavlin|first2=V. E.|year=2000|title=Thermal Radiation from Isolated Neutron Stars|journal=Highly Energetic Physical Processes and Mechanisms for Emission from Astrophysical Plasmas|volume=195|page=103|bibcode=2000IAUS..195..103P}}</ref> која не е во двоен систем.
** [[Пулсар|Вртежноподвижен пулсар]] (ВПП или „радио пулсар“):<ref name="cco" /> неутронски ѕвезди кои емитуваат насочени импулси на зрачење кон нас во редовни интервали (поради нивните силни магнетни полиња).
*** Вртежни радиоминливи пулсеви (ВРМП-и):<ref name="cco" /> се сметани дека се пулсари кои емитираат поспорадично и/или со поголема променливост од пулс до пулс од најголемиот дел од познатите пулсари.
** [[Магнетар]]: неутронска ѕвезда со исклучително силно магнетно поле (1000 пати повеќе од обична неутронска ѕвезда) и долги периоди на вртење (5 до 12 секунди).
*** Мек гама повторувач (МГП).<ref name="pavlov" />
*** Аномален рендгенски пулсар (АРП).<ref name="pavlov" />
** Радиотивки неутронски ѕвезди.
*** Рендгенски затемнети изолирани неутронски ѕвезди.<ref name="cco" />
*** [[Средишно збиено тело|Средишни збиени тела]] во [[Остаток од супернова|остатоците од супернова]] (СЗТ-а во SNR-и): млади, радио-тивки непулсирачки извори на рендгенски зраци, за кои е сметано дека се изолирани неутронски ѕвезди опкружени со остатоци од супернова.<ref name="cco" />
* Рендгенски пулсари или „пулсари со насобирачко придвижување“: класа на рендгенски двојни ѕвезди.
** Двојни рендгенски пулсари со ниска маса: класа на рендгенски двојни ѕвезди со мала маса (LMXB), пулсар со ѕвезда од [[Главна низа|главната низа]], [[бело џуџе]] или [[црвен џин]].
*** [[Милисекунден пулсар]] (МСП) („рециклиран пулсар“).
**** Пулсар „пајак“, пулсар каде што придружник им е полуизродена ѕвезда.<ref>{{Наведено списание|last=Parent|first=E.|last2=Kaspi|first2=V. M.|last3=Ransom|first3=S. M.|last4=Freire|first4=P. C. C.|last5=Brazier|first5=A.|last6=Camilo|first6=F.|last7=Chatterjee|first7=S.|last8=Cordes|first8=J. M.|last9=Crawford|first9=F.|year=2019|title=Eight Millisecond Pulsars Discovered in the Arecibo PALFA Survey|journal=The Astrophysical Journal|volume=886|issue=2|page=148|arxiv=1908.09926|bibcode=2019ApJ...886..148P|doi=10.3847/1538-4357/ab4f85|doi-access=free}}</ref>
***** Пулсар Црна Вдовица, пулсар што спаѓа под пулсарот „пајак“ ако придружникот има крајно мала маса (помалку од {{Сончева маса|0.1}}).
***** Пулсар „црвен грб“, се ако придружникот е помасивен.
**** Подмилисекунден пулсар.<ref>{{Наведено списание|last=Nakamura|first=T.|date=1989|title=Binary Sub-Millisecond Pulsar and Rotating Core Collapse Model for SN1987A|journal=Progress of Theoretical Physics|volume=81|issue=5|pages=1006–1020|bibcode=1989PThPh..81.1006N|doi=10.1143/PTP.81.1006|doi-access=}}</ref>
*** Рендгенски избликувач: неутронска ѕвезда двоен придружник со мала маса, од кој се насобира материја што резултира со неправилни изблици на енергија од површината на неутронската ѕвезда.
** Двојни рендгенски пулсари со средна маса: класа на рендгенски двојни ѕвезди со средна маса, пулсар со ѕвезда со средна маса.
** Двојни рендгенски пулсари со висока маса: класа на рендгенски двојни ѕвезди висока маса, пулсар со масивна ѕвезда.
** Двојни пулсари: [[пулсар]] со [[Двојна ѕвезда|двоен придружник]], често [[бело џуџе]] или неутронска ѕвезда.
** Рендгенска тројна ѕвезда (теоретизирано).<ref>{{Наведено списание|last=Di Stefano|first=Rosanne|year=2020|title=The dynamical Roche lobe in hierarchical triples|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=491|issue=1|page=495|arxiv=1903.11618|bibcode=2020MNRAS.491..495D|doi=10.1093/mnras/stz2572|doi-access=free}}</ref>

Исто така, постојат голем број теоретизирани збиени ѕвезди со слични својства кои всушност не се неутронски ѕвезди.

* Протонеутронска ѕвезда,<ref>{{Наведено списание|last=Thompson|first=Todd A.|last2=Burrows|first2=Adam|last3=Meyer|first3=Bradley S.|year=2001|title=The Physics of Proto-Neutron Star Winds: Implications for r-Process Nucleosynthesis|journal=The Astrophysical Journal|volume=562|issue=2|page=887|arxiv=astro-ph/0105004|bibcode=2001ApJ...562..887T|doi=10.1086/323861}}</ref> теоретизирано тело од средна фаза што се лади и се собира за да образува  неутронска ѕвезда или [[црна дупка]]<ref>{{Наведено списание|last=Gondek-Rosińska|first=D.|last2=Haensel|first2=P.|last3=Zdunik|first3=J. L.|date=јануари 2000|editor-last=Kramer|editor-first=M.|editor2-last=Wex|editor2-first=N.|editor3-last=Wielebinski|editor3-first=N.|title=Protoneutron stars and neutron stars|journal=Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond; Proceedings of the 177th Colloquium of the IAU Held in Bonn, Germany, 30 August – 3 September 1999|series=ASP Conference Series|publisher=Cambridge University Press|volume=202|pages=663–664|arxiv=astro-ph/0012543|bibcode=2000ASPC..202..663G}}</ref>
* [[Егзотична ѕвезда]]
** [[Торн-Житково тело]]: моментално хипотетичко спојување на неутронска ѕвезда во ѕвезда [[црвен џин]].
** [[Кваркова ѕвезда]]: моментално хипотетички тип на неутронска ѕвезда составена од [[Кварк материја|кваркова материја]] или [[чудна материја]]. Од 2018 година има тројца кандидати.
** [[Електрослаба ѕвезда]]: моментално хипотетички тип на крајно тешка неутронска ѕвезда, во која кварковите се претвораат во лептони преку електрослабата сила, но гравитацискиот колапс на неутронската ѕвезда е спречен со притисок на зрачење. Од 2018 година нема докази за нивното постоење.
** [[Егзотична ѕвезда|Преонска ѕвезда]]: моментално хипотетички тип на неутронска ѕвезда составена од [[преонска материја]]. Од 2018 година, нема докази за постоење на преон.

== Примери на неутронски ѕвезди ==
[[Податотека:Artist's_concept_of_PSR_B1257+12_system.jpg|мини| Уметничко толкување за пулсарот планета [[PSR B1257+12 C]], со светли поларни половини.]]

* Пулсар [[Црна Вдовица (пулсар)|Црна Вдовица]] – милисекунден пулсар кој е многу масивен
* [[PSR J0952-0607]] – најтешката неутронска ѕвезда со {{Сончева маса|{{val|2.35|0.17|0.17}}}}, еден вид пулсар на Црна Вдовица<<ref name="blackwidow">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.sciencenews.org/article/heaviest-neutron-star-mass-sun-record-black-holes|title=The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun|last=Croswell|first=Ken|date=2022-07-22|work=Science News|language=en-US|accessdate=8 септември 2024}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Romani|first=Roger W.|last2=Kandel|first2=D.|last3=Filippenko|first3=Alexei V.|last4=Brink|first4=Thomas G.|last5=Zheng|first5=WeiKang|date=2022-07-11|title=PSR J0952−0607: The Fastest and Heaviest Known Galactic Neutron Star|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=934|issue=2|pages=L17|arxiv=2207.05124|bibcode=2022ApJ...934L..17R|doi=10.3847/2041-8213/ac8007|doi-access=free}}</ref>
* [[LGM-1]] (сега познат како PSR B1919+21) - првиот препознаен радиопулсар. Откриена е од [[Џослин Бел Барнел]] во 1967 година.
* [[PSR B1257+12]] (позната и како Лих) – првата неутронска ѕвезда откриена со [[планети]] (милисекунден пулсар).
* [[PSR B1509−58]] – извор на фотографијата „Божја рака“ снимена од Чандраската рендгенска набљудувачница
* [[RX J1856.5−3754]] – најблиската неутронска ѕвезда
* [[Величествените Седум (неутронски ѕвезди)|Величествените Седум]] - група блиски, рендгенско затемнети изолирани неутронски ѕвезди
* [[PSR J0348+0432]] – најмасивната неутронска ѕвезда со добро ограничена маса, {{Сончева маса|{{val|2.01|0.04}}}} 
* [[SWIFT J1756.9-2508]] - милисекунден пулсар со придружник од ѕвезден тип со маса на планетарен опсег (под [[кафеаво џуџе]])
* [[Свифт J1818.0-1607]] - најмладиот познат [[магнетар]]

== Галерија ==
<gallery mode="packed" class="center">
Податотека:Neutron Star Manhattan.ogv|Неутронски ѕвезди кои содржат 500,000 земјини маси во сфера од 25 км пречник
Податотека:Crash and Burst.ogv|Неутронски ѕвезди во судир (видео)
Податотека:Neutron star collision.ogv|Судир на неутронска ѕвезда
Податотека:Neutron_Star_simulation.png|Уметничко толкување на искривена светлина на неутронска ѕвезда
</gallery>

== Поврзано ==
 {{div col|colwidth=20em|small=yes}}
* [[IRAS 00500+6713]] (во 10,000 години)
* [[Спојување на неутронска ѕвезда]]
* [[Неутронските ѕвезди во фикцијата]]
** [[Ѕвезди во фикцијата#Неутронски ѕвезди]]
* [[Неутрониум]]
* [[Планкова ѕвезда]]
* [[Изродена материја#Преонска изродена хипотеза|Преонскоизродена материја]]
* [[Вртежни радио минливи пулсеви]]
{{div col end}}

== Забелешки ==
{{reflist|group=lower-alpha}}

== Наводи ==
{{Наводи}}

=== Извори ===
 {{Refbegin}}
* {{cite web|url=http://scienceweek.com/2004/sb040806-1.htm|title=The following points are made by R.N. Manchester (Science 2004 304:542)|year=2004|series=Astrophysics: On observed pulsars|archive-url=https://web.archive.org/web/20070714191806/http://scienceweek.com/2004/sb040806-1.htm|archive-date=14 јули 2007|website=scienceweek.com|access-date=8 септември 2024|url-status=dead}}
* {{cite book|title=Compact Stars|last1=Glendenning|first1=Norman K.|last2=Kippenhahn|first2=R.|last3=Appenzeller|first3=I.|last4=Borner|first4=G.|last5=Harwit|first5=M.|date=2000|edition=2}}
* {{cite journal|last1=Kaaret|first1=P.|last2=Prieskorn|first2=Z.|last3=in 't Zand|first3=J.J.M.|last4=Brandt|first4=S.|last5=Lund|first5=N.|last6=Mereghetti|first6=S.|last7=Gotz|first7=D.|last8=Kuulkers|first8=E.|last9=Tomsick|first9=J.A.|display-authors=6|year=2006|title=Evidence for 1122&nbsp;Hz X-ray burst oscillations from the neutron-star X-ray transient XTE&nbsp;J1739-285|journal=The Astrophysical Journal|volume=657|issue=2|pages=L97|arxiv=astro-ph/0611716|bibcode=2007ApJ...657L..97K|doi=10.1086/513270|s2cid=119405361}}
{{Refend}}

== Надворешни врски ==
{{Commons category|Neutron stars}}
* {{Наведено списание|last=Hessels|first=Jason W. T|last2=Ransom|first2=Scott M|last3=Stairs|first3=Ingrid H|last4=Freire|first4=Paulo C. C|last5=Kaspi|first5=Victoria M|last6=Camilo|first6=Fernando|year=2003|title=Neutron Stars for Undergraduates|journal=American Journal of Physics|volume=72|issue=2004|pages=892–905|arxiv=nucl-th/0309041|bibcode=2004AmJPh..72..892S|doi=10.1119/1.1703544}}
** {{Наведено списание|last=Silbar|first=Richard R|last2=Reddy|first2=Sanjay|year=2005|title=Erratum: "Neutron stars for undergraduates" &#91;Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)&#93;|journal=American Journal of Physics|volume=73|issue=3|pages=286|arxiv=nucl-th/0309041|bibcode=2005AmJPh..73..286S|doi=10.1119/1.1852544}}
* [https://web.archive.org/web/20090326222943/https://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/pulsars.html НАСА за пулсарите]
* "[https://www.spacedaily.com/reports/NASA_Sees_Hidden_Structure_Of_Neutron_Star_In_Starquake.html NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake]". SpaceDaily.com. 26 април 2006
* "[https://www.newscientist.com/article/dn9397-mysterious-x-ray-sources-may-be-lone-neutron-stars/ Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars]" David Shiga. ''New Scientist''. 23 јуни 2006
* "[https://www.newscientist.com/article/dn9428-massive-neutron-star-rules-out-exotic-matter/ Massive neutron star rules out exotic matter]". ''New Scientist''. Според една нова анализа, егзотичните состојби на материјата како што се слободните кваркови не се појавуваат во неутронските ѕвезди.
* "[https://www.newscientist.com/article/dn9730-neutron-star-clocked-at-mind-boggling-velocity Neutron star clocked at mind-boggling velocity]". ''New Scientist''. Неутронска ѕвезда е тактизирана која патува со повеќе од 1500 километри во секунда.
{{Црни дупки}}{{Ѕвезда}}{{Нормативна контрола}}

[[Категорија:Компактни ѕвезди]]
[[Категорија:Егзотична материја]]
[[Категорија:Видови ѕвезди]]
[[Категорија:Неутронски ѕвезди]]