民政部：加快建设社会救助家庭经济状况核对机制

Вела-пульсар спостер?гався в 1968 роц?, як перше пряме св?дчення утворення нейтронно? зор? в результат? спалаху надново?.

Нейтронна зоря — зоря на завершальному етап? сво?? еволюц??, що не ма? внутр?шн?х джерел енерг?? та склада?ться переважно з нейтрон?в, як? перебувають у стан? виродженого ферм?-газу, ?з невеликою дом?шкою ?нших частинок. Густина такого об'?кта, зг?дно з сучасними астроф?зичними теор?ями, сум?рна з густиною атомного ядра.

Нейтронн? зор? — одн? з багатьох астроном?чних об'?кт?в, як? спочатку було теоретично передбачено, а пот?м уже в?дкрито експериментально. 1932 року Ландау припустив ?снування надщ?льних з?р, р?вновага яких п?дтриму?ться ядерними силами. А 1934 року астрономи Вальтер Бааде й Фр?ц Цв?кк? назвали ?х нейтронними зорями й пов'язали з вибухами наднових. Перше загальновизнане спостереження нейтронно? зор? в?дбулося 1968 року, коли було в?дкрито пульсари.

К?нцева стад?я еволюц?? з?р

Звичайна зоря збер?га? св?й об'?м завдяки тиску, який утворю? газ, роз?гр?тий до високих температур внасл?док ядерного синтезу. Газовий тиск ур?вноважу? грав?тац?йн? сили й протид?? грав?тац?йному стисканню зор?. Водень, що спочатку ? основною складовою з?р, внасл?док термоядерних реакц?й перетворю?ться на гел?й. У центр? зор? поступово накопичу?ться гел??ве ядро, маса якого пост?йно зроста?. З? зменшенням к?лькост? водню, зменшу?ться потужн?сть термоядерних реакц?й ?, в?дпов?дно, температура в надрах зор?. Газовий тиск стане меншим в?д грав?тац?йних сил ? в?дбува?ться стиснення ядра. П?сля спалювання б?льшо? частини водню, можлив? р?зн? сценар?? подальшо? еволюц?? зор?, що залежать в?д ?? маси:

• Якщо маса зор? менша половини маси Сонця, подальш? ядерн? реакц?? у н?й не в?дбуваються, ? вона поступово згаса?.
• Якщо маса зор? на головн?й посл?довност? б?льша половини, але менша трьох мас Сонця, то невдовз? п?сля залишення головно? посл?довност? у н?й розпочина?ться потр?йна альфа-реакц?я, в як?й гел?й перетворю?ться на карбон. Невдовз? п?сля того зоря перетворю?ться на б?лий карлик.
• У зорях ?з масою 3–8 мас Сонця у ядр? в?дбуваються подальш? ядерн? реакц?? з утворенням важчих елемент?в (аж до феруму).

П?сля утворення в зор? зал?зного ядра подальш? ядерн? реакц?? не призводять до вид?лення енерг??. Таким чином, джерела ядерно? енерг?? в надрах зор? майже повн?стю вичерпано. Якщо маса ядра в цей час перевищу? межу Чандрасекара, подальше стиснення призводить до того, що нейтрони в таких умовах стають стаб?льними частинками. Електрони по?днуються з протонами, ? тиск всередин? зор? р?зко зменшу?ться. Центральна частина стиска?ться доти, доки стиснення не буде зупинено тиском вироджено? нейтронно? речовини. Густина речовини в ядр? ста? майже р?вною густин? атомного ядра. Унасл?док р?зкого стиснення ядра зовн?шн? шари зор? падають на ядро — в?дбува?ться грав?тац?йний колапс, який супроводжу?ться спалахом надново?. Внасл?док спалаху зовн?шн? шари зор? з великою швидк?стю викидаються у навколишн?й прост?р, а компактне ядро перетворю?ться на нейтронну зорю.

Будова нейтронних з?р

Схема будови нейтронно? зор?

Вим?рян? маси нейтронних з?р (у подв?йних системах) становлять 1–2 M_☉. Рад?ус нейтронно? зор? становить близько 10–20 км, в?н зменшу?ться з? зб?льшенням ?? маси. Унасл?док збереження моменту к?лькост? руху п?д час грав?тац?йного стиснення нейтронна зоря дуже швидко оберта?ться: пер?од обертання становить секунди або нав?ть частки секунди.

Нейтронн? зор? складаються з атмосфери, оболонки або кори (зовн?шньо? ? внутр?шньо?) та ядра (зовн?шнього ? внутр?шнього). 

Вважа?ться, що нейтронн? зор? мають тверду зовн?шню кору, що ма? кристал?чну структуру й склада?ться переважно ?з зал?за (з дом?шками ?нших елемент?в). Товщина кори становить близько десято? частки рад?усу. П?д зовн?шньою корою ? внутр?шня. Ще глибше розташована вироджена нейтронна р?дина (з невеликими дом?шками протон?в та електрон?в). У центр? густина може перевищувати ядерну. Стан речовини всередин? нейтронних з?р достеменно нев?домий, оск?льки в земних умовах його поки що неможливо в?дтворити.

Атмосфера

Атмосферою ? тонкий шар плазми, в якому форму?ться спектр теплового електромагн?тного випром?нювання зор?. Товщина атмосфери вар?ю?ться в?д дек?лькох сантиметр?в у гарячих нейтронних з?р ($T_{eff}=10^{6,5}K$) до дек?лькох м?л?метр?в у холодних ($T_{eff}=10^{5,5}K$). Дуже холодн? зор?, а також зор? з дуже сильним магн?тним полем, можуть бути зовс?м без атмосфери й мати тверду або р?дку конденсовану поверхню. У б?льшост? випадк?в густина в атмосфер? зроста? з глибиною поступово. Найглибш? шари атмосфери можуть мати густину $\rho =10^{-4}-10^{6}$г/см3 залежно в?д магн?тного поля, температури, прискорення в?льного пад?ння й х?м?чного складу поверхн?. Наявн?сть в атмосфер? атом?в, молекул та ?он?в в зв'язаному стан? сутт?во зм?ню? параметри електромагн?тного випром?нювання, тобто, вплива? на спектр.

Зовн?шня оболонка

Зовн?шня оболонка (зовн?шня кора) ма? товщину дек?лькох сотень метр?в ? простяга?ться в?д атмосфери до шару з густиною $\rho \simeq 4,3\times 10^{11}$ г/см3. ?? речовина склада?ться з ?он?в та електрон?в. Верхньою межею вважа?ться точка, де почина?ться кристал?зац?я кулон?всько? р?дини. ?? положення визнача?ться залежн?стю температури плавлення кулон?вського кристалу в?д густини. У модел? однокомпонентно? кулон?всько? плазми, де нехтують вза?мод??ю електрон?в з ?онами ? приймають ?они за точков? частинки, кристал?зац?я кристалу визнача?ться р?вн?стю H ~ 100 ? 200, де $H={\frac {(Ze)^{2}}{ak_{b}T}}$ – параметр кулон?вського зв′язку, що характеризу? в?дношення потенц?йно? енерг?? ?он?в до к?нетично?, де а – рад?ус ?онно? сфери. Залежно в?д зм?ни температури з глибиною, що визнача?ться в?ком ? еволюц??ю, точка плавлення для типово? оболонки нейтронно? зор? перебува? при густин? $\rho =10^{6}-10^{9}$ г/см3.

При $\rho \gtrsim 10^{4}$ г/см3 атоми повн?стю ?он?зуються тиском електрон?в, перетворюючись на атомн? ядра.Тонкий (не б?льше дек?лькох метр?в) приповерхневий шар гарячо? нейтронно? зор?, де густина не перевищу? $10^{6}$ г/см3, склада?ться з невиродженого електронного газу. Глибше х?м?чний потенц?ал електрон?в зроста?, вони формують сильно вироджений, майже ?деальний газ, який ста? релятив?стським при $\rho \gtrsim 10^{6}$ г/см3 (?х енерг?я Ферм? $E_{F}\thicksim m_{e}c$), а при $\rho \gg 10^{6}$ г/см3 — ультра релятив?стським.

У глибоких шарах зовн?шньо? кори енерг?я Ферм? вироджених електрон?в зроста? наст?льки, що ?? вистача? для утворення нейтрон?в в результат? реакц?? електронного захоплення:

$\mathrm {p} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}\rightarrow \mathrm {n} +{\nu }_{e}\,$.

Речовина буде збагачуватись нейтронами ? втрачати енерг?ю внасл?док випром?нювання нейтрино. Б?ля основи зовн?шньо? кори, де густина сяга? значення $\rho _{d}\simeq 4,3\times 10^{11}$ г/см3, в?дбува?ться нейтрон?зац?я речовини. Ядра наст?льки заповнен? нейтронами, що починають ?х випром?нювати. Цей стан назива?ться neutron drip ($\rho =\rho _{d}$).

Внутр?шня оболонка

Товщина внутр?шньо? оболонки (внутр?шньо? кори) може досягати дек?лькох к?лометр?в (зазвичай ~ 2 км). Густина зб?льшу?ться до $\sim 0,5\rho _{0}$ ($\rho \simeq 1,4\times 10^{14}$ г/см3), де $\rho _{0}=2,8\times 10^{14}$ г/см3 – ядерна густина. Речовина склада?ться з електрон?в, в?льних нейтрон?в й атомних ядер з надлишком нейтрон?в. З? зростанням густини к?льк?сть в?льних нейтрон?в зб?льшу?ться. Б?льш?сть нейтрон?в перебувають у надплинному стан?. Тиск у внутр?шн?й кор? створю?ться виродженими нейтронами.

Надтекуч?сть може призводити до зниження ?х тепло?мност?. Це св?дчить про те, що основний внесок у тепло?мн?сть належить атомним ядрам. Вони формують кристал?чну ?ратку, що п?дтриму?ться кулон?вськими силами (кулон?вський або в?гнеровський кристал). Електрони не дають сутт?вого внеску в тепло?мн?сть внутр?шньо? кори, адже вони ? релятив?стськими й сильно виродженими. При цьому ними в основному забезпечу?ться електропров?дн?сть у внутр?шн?й кор?. Розс?яння електрон?в на фононах ?онно? кристал?чно? ?ратки дом?ну? при в?дносно високих температура, у той час як розс?яння на дефектах кристал?чно? ?ратки й дом?шках – при низьких. Ядра не дають сутт?вого вкладу в електропров?дн?сть, оск?льки заф?ксован? у вузлах кулон?всько? кристал?чно? ?ратки. Теплопров?дн?сть забезпечу?ться електронами, фононами ? надтекучими нейтронами. При наявност? дефект?в ?ратки, пог?ршу?ться електронна теплопров?дн?сть.

На меж? з ядром нейтронно? зор? ?он?в вже майже нема?, а речовина явля? собою сум?ш нейтронно?, протонно? й електронно? р?дин. Б?ля основи внутр?шньо? кори, де $\rho =10^{14}-1,5\times 10^{14}$ г/см3 ядра можуть зливатися в кластери й набувати некулясто? форми. Це пов'язано з тим, що куляста форма атомного ядра в рамках модел? р?дко? краплини, яка м?н?м?зу? поверхневу енерг?ю, енергетично виг?дна лише при низьк?й густин?. Шар тако? речовини м?ж оболонкою й ядром нейтронно? зор? називають мант??ю. Однак ?? наявн?сть передбача?ться не вс?ма сучасними моделями, для деяких ?з них в?н не ? енергетично виг?дним.

Зовн?шн? ядро

Зовн?шн? ядро нейтронно? зор? зазвичай ма? товщину порядку дек?лька к?лометр?в ? густину речовини 0,5 – 2 $\rho _{0}$ ($\rho \simeq 1,4\times 10^{14}-4,8\times 10^{14}$ г/см3). Речовина явля? собою сильно вироджену надтекучу нейтронну р?дину з дом?шками надтекучо? протонно? р?дини, електрон?в ? мюон?в. Протонна надтекуч?сть супроводжу?ться надпров?дн?стю, що вплива? на еволюц?ю внутр?шн?х магн?тних пол?в. Надтекуч?сть зменшу? тепло?мн?сть речовини ? швидк?сть нейтринних реакц?й. Але на певних стад?ях охолодження в тих д?лянках зор?, де температура опуска?ться нижче критично?, надтекуч?сть, навпаки, призводить до додаткового нейтринного випром?нювання за рахунок утворення купер?вських пар нуклон?в.

Нуклони, що вза?мод?ють за допомогою ядерних сил, формують сильно вза?мод?ючу (не?деальну) нерелятив?стську ферм?-р?дину, в той час як лептони – майже ?деальний ферм?-газ. Енерг?я Ферм? вс?х частинок, що дають внесок у визначення р?вняння стану ядра, у таких умовах на багато порядк?в перевищу? к?нетичну теплову енерг?ю, тому добрим наближенням для опису ста? р?вняння стану холодно? ядерно? матер??. Залежн?сть тиску в?д густини й температури Р(ρ,Т) зам?ня?ться однопараметричною залежн?стю Р(ρ) при Т → 0.

Густину енерг?ю для речовини в зовн?шн?й кор? можна представити у вигляд?:

$E(n_{n},n_{p},n_{e},n_{\mu })=E_{N}(n_{n},n_{p})+E_{e}(n_{e})+E_{\mu }(n_{\mu })$,

де $n_{e},n_{p},n_{n},n_{\mu }$ – концентрац?я електрон?в, протон?в, нейтрон?в ? мюон?в в?дпов?дно. Р?вняння стану ? концентрац?? частинок визнача?ться м?н?мумом густини енерг?? при ф?ксован?й об′?мн?й густин? бар?он?в $n_{b}=n_{n}+n_{p}$ ? умовою електронейтральност?. Мають виконуватись сп?вв?дношення $\mu _{n}=\mu _{p}+\mu _{e}$ ? $\mu _{\mu }=\mu _{e}$ для х?м?чних потенц?ал?в частинок, що виражають умови р?вноваги по в?дношенню до реакц?й електронного ? мюонного β-розпаду ? β-захоплення:

$n\rightarrow p+e+{\tilde {\nu _{e}}}$, $n\rightarrow p+\mu +{\tilde {\nu _{\mu }}}$,

$p+e\rightarrow n+\nu _{e}$, $p+\mu \rightarrow n+\nu _{\mu }$.

При цьому х?м?чним потенц?алом нейтрино ? антинейтрино можна знехтувати, оск?льки речовина нейтронно? зор? ? прозорою для нейтрино, тому в?дразу п?сля народження вони в?льно залишають зорю. Електрони в кор? ? ультрарелятив?стськими, мюони – релятив?стськими. Коли р?вновагу знайдено, тиск визнача?ться за формулою $P=n_{b}^{2}{\frac {d(E/n_{b})}{dn_{b}}}$.

Побудова р?вняння стану для зовн?шнього ядра зводиться до пошуку функц?? $E_{N}(n_{n},n_{p})$. Найб?льш усп?шним п?дходом до вир?шення ц??? задач? нин? вважа?ться модель Акмаля—Пандхар?панде—Ревенхолла (APR). Вона ?рунту?ться на використанн? вар?ац?йного принципу квантово? механ?ки, при якому шука?ться м?н?мум енерг??, розрахований для пробно? хвильово? функц??. В даному випадку пробна функц?я буду?ться на основ? д?? л?н?йно? комб?нац?? оператор?в, що описують допустим? перетворення симетр?? в координатному, сп?новому та ?зосп?новому просторах, на детерм?нант Слейтера, побудований ?з хвильових функц?й в?льних нуклон?в. Р?зн? верс?? модел? APR в?др?зняються ефективними потенц?алами м?жнуклонно? вза?мод??, що використовувалися для розрахунку середньо? енерг??. Найкраща кореляц?я м?ж теор??ю й експериментальними даними досяга?ться за рахунок комб?нац?? двохчастинкового ? трьохчастинкового м?жнуклонних потенц?ал?в.

?снують також ?нш? модел?, як? описують стан зовн?шнього ядра, так? як FPS ? SLy. Основна в?дм?нн?сть Sly в?д FPS поляга? в уточненн? параметр?в ефективного функц?оналу густини енерг?? з урахуванням сучасних експериментальних даних. Перевага цих двох моделей перед ?ншими поляга? в тому, що ?х можливо застосовувати не лише до ядра, а ? до кори нейтронно? зор?, що дозволя? визначати розташування меж? м?ж корою й ядром на шкал? густини.

Загальним недол?ком вищеназваних моделей ? те, що при описанн? адрон?в використову?ться теор?я, яка не ? лоренц-?нвар?антною. Такий опис ста? неточним в центральн?й частин? ядра, де швидкост? нуклон?в на поверхн? Ферм? можуть наближатися до швидкост? св?тла.

Внутр?шн? ядро

Внутр?шн? ядро ма? густину $\rho \geq 2\rho _{0}$ (центральна густина може досягати 10–15 $\rho _{0}$ ) ? рад?ус к?лька к?лометр?в. Воно ? в досить масивних нейтронних зорях $M\geq 1,4-1,5M_{\odot }$, бо в зорях менших мас густина не досяга? значення $\rho \geq 2\rho _{0}$. У маломасивних зорях зовн?шн? ядро простяга?ться до самого центру.

Склад ? властивост? речовини у внутр?шньому ядр? на даний час достеменно нев?дом?. В?дом? теоретичн? модел? наступн? можлив? вар?анти.

1. Г?перон?зац?я речовини – появу $\Lambda _{-}$ та $\mathrm {E} ^{-}$- г?перон?в. У таких випадках нейтринна св?тн?сть посилю?ться на 5-6 порядк?в у пор?внянн? з? стандартною св?тн?стю ?? зовн?шнього ядра за рахунок реакц?й модиф?кованого урка-процесу .
2. П?онна конденсац?я – формування бозе-конденсату, що ма? властивост? $\pi$-мезон?в (п?он?в). Бозе-конденсац?? п?он?в в ядерн?й матер?? в звичайних умовах перешкоджа? сильне п?он-нуклонне в?дштовхування. Однак в екстремально густому середовищ? можуть виникати колективн? збудження – кваз?частинки, що мають властивост? п?он?в, як? можуть конденсуватися з втратою трансляц?йно? ?нвар?антност?. Досл?дження виявили можлив?сть формування р?зних фаз п?онного конденсату, а також велике значення кореляц?й м?ж нуклонами для його ?снування. Виявилось, що короткод?юч? кореляц?? ? формування упорядкованих структур в густ?й матер?? ускладнюють п?онну конденсац?ю.
3. Каонна конденсац?я – формування конденсату з К-мезон?в (найлегш? дивн? мезони). Його наявн?сть може п?дсилювати нейтринну св?тн?сть на дек?лька порядк?в. В ядр? нейтронно? зор? вони формуються в результат? процес?в $e+N\rightarrow K^{-}+N+\nu _{e}$, $n+N\rightarrow p+K^{-}+N$, де N – нуклон, участь якого забезпечу? збереження ?мпульсу та енерг?? у вироджен?й речовин?. $K^{-}$мають меншу масу, н?ж ?зольований К-мезон, що робить можливою ?х бозе-конденсац?ю.
4. Деконфайнмент – фазовий перех?д до кварково? матер??, яка склада?ться з майже в?льних u, d, s-кварк?в з невеликою к?льк?стю електрон?в. Оск?льки адрони складаються з кварк?в, то фундаментальн? описи густини матер?? повинн? враховувати кварков? ступен? в?льност?. При низьк?й густин? кварки не можуть перебувати у в?льному стан? внасл?док конфайнменту, зумовленого зб?льшенням сили зв'язку при низьких енерг?ях. Однак, з? зб?льшенням густини ?, в?дпов?дно, характерних енерг?й частинок, бар?они зливаються з утворенням кварково? матер??.  

Виб?р залежить в?д використано? теоретично? модел? колективних фундаментальних вза?мод?й. Останн? три вар?анти називають ?екзотичними?, бо вони можлив? не для вс?х сучасних моделей речовини.

Охолодження нейтронних з?р

Нейтронн? зор? народжуються дуже гарячими. Грав?тац?йна енерг?я, що вид?ля?ться при колапс? ядра становить порядку $10^{53}$ ерг. Близько 90 % ц??? енерг?? виноситься нейтрино в перш? 10–20 секунд п?сля вибуху надново?. Подальший процес охолодження нейтронних з?р в?дбува?ться за рахунок двох р?зних механ?зм?в – нейтринного ? фотонного охолодження.

Нейтринне в?дбува?ться за рахунок випром?нювання нейтрино й антинейтрино з центрально? област?, а фотонне — за рахунок електромагн?тного випром?нювання з поверхн? нейтронно? зор?. Нейтринний механ?зм б?льш ефективний, поки температура центральних областей перевищу? $T\sim 10^{8}K$, що в?дпов?да? температур? поверхн? $T\sim 10^{6}K$. Ця стад?я трива? $10^{5}-10^{6}$ рок?в.

Математично процес охолодження нейтронно? зор? опису?ться р?внянням дифуз?? тепла всередин? зор? з урахуванням об’?мних (нейтринне охолодження) ? поверхневих (фотонне охолодження) втрат енерг?? в межах сферично-симетрично? задач?. Для кожно? теоретично? модел? нейтронно? зор? можна побудувати криву охолодження — залежн?сть повно? теплово? фотонно? св?тност? в?д часу, що минув з моменту утворення нейтронно? зор?. Складовими частинами теор?? охолодження ?: тепло?мн?сть ? теплопров?дн?сть ядра нейтронно? зор?, величина нейтринних втрат енерг??, теплопров?дн?сть кори зор?, яка визнача? зв′язок центрально? й поверхнево? температур.

Протягом перших 100–1000 рок?в з моменту утворення нейтронно? зор? процеси переносу тепла в н?й дуже складн?, оск?льки на ц?й стад?? температури р?зних частин зор? сутт?во в?др?зняються одна в?д одно?. Оболонка гаряч?ша за ядро, яке охолоджу?ться за рахунок нейтринного механ?зму. На ц?й стад?? електромагн?тне випром?нювання зор? неможливо спостер?гати через велику оптичну товщину скинуто? оболонки надново?. П?сля першо? стад?? теплово? релаксац?? ядро нейтронно? зор? ста? майже ?зотерм?чним, ? перепад температур ядра ? поверхн? визнача?ться теплопров?дн?стю кори.

Наявн?сть протонно? та нейтронно? надплинност? ? повед?нки ?х критичних температур ? додатковими параметрами задач? охолодження нейтронно? зор?. Наявн?сть ? властивост? надплинност? сильно залежать як в?д самого р?вняння стану, так ? в?д методу врахування багаточастинкових ефект?в. Важлив?сть надплинност? поляга? в тому, що ?? наявн?сть може частково або повн?стю пригн?чувати урка-процеси ?, таким чином, сутт?во зм?нювати крив? охолодження нейтронних з?р.

Спостереження

Акрец?йний диск у подв?йн?й систем?

Головн? ознаки нейтроно? зор?, в?д яких залежать ?? спостережн? прояви, — це обертання, акрец?я ? магн?тне поле.

Нейтронн? зор? спостер?гаються у вс?х д?апазонах електромагн?тного спектра. Б?льш?сть з них спостер?гаються як рад?опульсари. Приблизно 150 в?домих нейтронних з?р входять до подв?йних систем з акрец??ю ? виявляють себе головним чином рентген?вським випром?нюванням акрец?йного диску ? спалахами, що виникають в результат? термоядерного гор?ння акрец?йно? речовини в зовн?шн?х шарах зор?. Деяк? з таких систем формують рентген?вськ? транз??нти. У них пер?оди активно? акрец??, що тривають протягом дн?в ? тижн?в, чередуються з довгими пер?одами спокою тривал?стю в?д дек?лькох м?сяц?в до рок?в, коли ре?стру?ться рентген?вське випром?нювання нагр?то? поверхн? зор?.

У результат? процес?в охолодження, нагр?вання ? теплопереносу поверхня нейтронно? зор? ста? джерелом теплового випром?нювання з? спектральним максимумом на д?лянц? м'якого рентгену. 

Нейтронна зоря ма? дуже низьку св?тн?сть (внасл?док невеликого розм?ру). Безпосередньо спостер?гати саму нейтронну зорю важко. Спостереження ведуть опосередковано, через т? ефекти, як? спричинюють особливост? нейтронно? зор?.

У Всесв?т? досить поширен? подв?йн? зорян? системи. Якщо одна з з?р подв?йно? системи перетворилась на нейтронну зорю, то можливе перет?кання речовини друго? зор? на нейтронну зорю (акрец?я) й утворення акрец?йного диску. Акрец?йний диск може мати високу св?тн?сть за рахунок вив?льнення грав?тац?йно? енерг?? й слугу? ознакою ?снування в подв?йн?й систем? компактного й масивного зоряного об'?кта.

Схема грав?тац?йного л?нзування нейтронною зорею

Якщо нейтронна зоря ма? потужне магн?тне поле, то речовина з акрец?йного диску випада? на д?лянках магн?тних полюс?в. К?нетична енерг?я речовини, що пада?, перетворю?ться на електромагн?тне випром?нювання. Обертання призводить до появи пульсара — спостер?га?ться астроном?чний об'?кт, що випром?ню? у ?мпульсному режим?. Частота пульсац?й визнача?ться пер?одом обертання.

Також поодинок? нейтронн? зор? можуть бути виявлен? завдяки явищу грав?тац?йного фокусування (при проходженн? нейтронно? зор? м?ж звичайною зорею ? спостер?гачем в?дбува?ться в?зуальне зб?льшення яскравост? зор?, оск?льки грав?тац?йне поле нейтронно? з?рки викривлю? рух св?тла).

Див. також

• Магн?тар

Посилання

Зовн?шн? в?деофайли
	1. Як народжуються та ?снують нейтронн? зор? (ориг?нал: ?The life cycle of a neutron star - David Lunney?) // укра?нський переклад на YouTube-канал? ?Ц?кава наука?, 31 травня 2020. В?део вилучено на вимогу правовласника

• M. Coleman Miller. Introduction to neutron stars. University of Maryland, Department of Astronomy.(англ.)
• Neutron Stars for Undergraduates and its Errata
• NASA on pulsars
• ?NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake?. SpaceDaily.com. April 26, 2006
• ?Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars?. New Scientist.
• ?Massive neutron star rules out exotic matter?. New Scientist. According to a new analysis, exotic states of matter such as free quarks or BECs do not arise inside neutron stars.
• ?Neutron star clocked at mind-boggling velocity?. New Scientist. A neutron star has been clocked traveling at more than 1500 kilometers per second.