Прагляд зыходнага тэксту старонкі Нейтронная зорка

[[Файл:Neutron_star_cross_section_ru.svg|міні|300пкс|Будова нейтроннай зоркі]]
[[Файл:Neutron star collision.ogv|міні|Сутыкненне]]
'''Нейтро́нная зо́рка''' — [[зорка]], якая складаецца цалкам або амаль цалкам з нейтроннага рэчыва. Такая зорка, відаць, мае ўласнае [[магнітнае поле]]<ref name=kx>Киппенхан, С. 168—173.</ref>.

Нейтроннае рэчыва ўтвараецца, калі [[пратон]]ы і [[электрон]]ы зліваюцца ў [[нейтрон]]ы, і можа ўтрымлівацца ў выглядзе шара ўласнымі гравітацыйнымі сіламі. Шчыльнасць такога рэчыва дасягае мільярдаў тон на кубічны сантыметр — маса ў 1 сонечную змяшчаецца ў шары дыяметрам 30 км.<ref name=kx/>

Магчымасць існавання рэчыва, больш шчыльнага чым рэчыва белых карлікаў, было тэарэтычна прадказана фізікам [[Леў Давыдавіч Ландау|Л. Ландау]] (1932), а існаванне зорак, складзеных з такога рэчыва, — астраномамі [[Вальтэр Баадэ|В. Баадэ]] і [[Фрыц Цвікі|Ф. Цвікі]] (1934). Тэарэтычнае абгрунтаванне існавання нейтронных зорак было апублікавана фізікамі [[Роберт Опенгеймер|Р. Опенгеймерам]] і [[Джордж Майкл Волкаў|Дж. Волкавам]] (1939)<ref name=kx/>.

Ускосным доказам існавання нейтронных зорак сталі назіраныя [[пульсар]]ы і {{нп5|рэнтгенаўскі пульсар|рэнтгенаўскія зоркі|ru|Рентгеновский пульсар}}.

== Агульныя звесткі ==
[[Файл:Neutron star cross section.svg|thumb|300px|left|Нейтронная зорка ў разрэзе.]]
Сярод нейтронных зорак з надзейна вымеранымі масамі большасць трапляе ў інтэрвал ад 1,3 да 1,5 масы [[Сонца]], што блізка да значэння [[мяжа Чандрасекара|мяжы Чандрасекара]]. Тэарэтычна дапушчальныя нейтронныя зоркі з масамі ад 0,1 да прыкладна 2,16<ref>{{Cite web|url=https://nplus1.ru/news/2018/01/17/NS-max-mass|title=Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд|author=Дмитрий Трунин|publisher=nplus1.ru|access-date=2018-01-18}}</ref> сонечных мас. Самыя масіўныя нейтронныя зоркі з вядомых — {{нп5|Паруса X-1|Vela X-1|en|Vela X-1}} (мае масу не менш за 1,88±0,13 сонечных мас на ўзроўні [[Дысперсія выпадковай велічыні|1σ]], што адпавядае ўзроўню {{нп5|статыстычная значнасць|статыстычнай значнасці|ru|Статистическая значимость}} α≈34 %<ref>{{Артыкул|аўтар=H. Quaintrell и др.|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A&A...401..313Q|загаловак=The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel|выданне=Astronomy and Astrophysics|нумар=401|год=апрель 2003|старонкі=313—323|arxiv=astro-ph/0301243}}</ref> і {{нп5|PSR J1614–2230}} (з ацэнкай масы 1,97±0,04 сонечных)<ref>{{Артыкул
|аўтар    = P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels
|загаловак = A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay
|спасылка   = https://dx.doi.org/10.1038/nature09466
|мова     = en
|выданне  = Nature
|год      = 2010
|том      = 467
|старонкі = 1081—1083
}}</ref><ref>{{Спасылка|url=http://www.rian.ru/science/20101029/290413568.html|загаловак=«Сверхтяжелая» нейтронная звезда отрицает теорию «свободных» кварков|выдавец=РИА Новости|дата публікацыі=29 октября 2010|дата=2010-10-30|мова=ru}}</ref>, і {{нп5|PSR J0348+0432}} (з ацэнкай масы 2,01±0,04 сонечных). Сілы прыцягнення ў нейтронных зорках ураўнаважваюцца ціскам [[выраджаны газ|выраджанага нейтроннага газу]], максімальнае значэнне масы нейтроннай зоркі задаецца [[Мяжа Опенгеймера — Волкава|граніцай Опенгеймера — Волкава]], лікавае значэнне якой залежыць ад (пакуль яшчэ не ўстаноўленага дакладна) [[ураўненне стану|ураўнення стану]] рэчыва ў зорным ядры. Існуюць тэарэтычныя перадумовы таго, што пры яшчэ большым павелічэнні шчыльнасці магчыма перараджэнне нейтронных зорак у {{нп5|кваркавая зорка|кваркавыя|ru|Кварковая звезда}}<ref>[http://elementy.ru/news/431437 Рождению странных звезд помогает темная материя? // Elementy.ru, 2010]</ref>.

[[Магнітнае поле]] на паверхні нейтронных зорак дасягае значэння 10<sup>12</sup>—10<sup>13</sup> [[Гаўс (адзінка вымярэння)|Гс]] (для параўнання — у Зямлі каля 1 Гс), менавіта працэсы ў [[магнітасфера]]х нейтронных зорак адказныя за радыёвыпраменьванне [[пульсар]]аў. З 1990-х гадоў некаторыя нейтронныя зоркі атаясамліваюцца як [[магнітар]]ы — зоркі, якія валодаюць магнітнымі палямі парадку 10<sup>14</sup> Гс і вышэй.

Магнітныя палі, якія перавышаюць «крытычнае» значэнне 4,414{{e|13}} Гс (пры якім энергія ўзаемадзеяння [[электрон]]а з магнітным полем перавышае яго энергію спакою ''m<sub>e</sub>c''²) прыўносяць якасна новую фізіку, бо становяцца істотнымі спецыфічныя [[Спецыяльная тэорыя адноснасці|рэлятывісцкія]] эфекты, [[палярызацыя вакууму|палярызацыя]] [[вакуум|фізічнага вакууму]] і г. д.

К 2015 году адкрыта больш за 2500 нейтронных зорак. Парадку 90 % з іх — адзіночныя. Усяго ж у [[Млечны Шлях|нашай Галактыцы]] могуць існаваць 10<sup>8</sup>—10<sup>9</sup> нейтронных зорак, г.зн. недзе па адной на тысячу звычайных зорак. Для нейтронных зорак характэрна высокая скорасць руху (як правіла, сотні км/с). У выніку [[Акрэцыя|акрэцыі]] рэчыва воблака нейтронная зорка можа быць бачна з Зямлі ў розных спектральных дыяпазонах, уключаючы аптычны, на які прыходзіцца каля 0,003 % выпрамененай энергіі (адпавядае 10 [[Зорная велічыня|зорнай велічыні]])<ref>''Е. Шиховцев.'' [http://mir.k156.ru/astrasti/astrasti2.html Визит нейтронной звезды], 2013.</ref>.

== Гісторыя адкрыцця ==
[[Файл:Neutronstar 2Rs.svg|міні|Гравітацыйнае адхіленне святла (з-за рэлятывісцкага адхілення святла бачна больш за палову паверхні)]]
Нейтронныя зоркі — адны з нямногіх [[Астранамічны аб’ект|астранамічных аб’ектаў]], якія былі тэарэтычна прадказаныя да адкрыцця назіральнікамі.

Думку аб існаванні зорак з павялічанай шчыльнасцю выказаў вядомы савецкі вучоны [[Леў Давідавіч Ландау|Леў Ландау]]. Так, у сваім артыкуле «К теории звёзд»<ref>Ландау Л. Д. [https://books.google.ru/books?id=dLfdCwAAQBAJ&pg=PA103 «К теории звёзд»] // Собрание трудов. В 2 т. Т. 1. М.: ФИЗМАТЛИТ, 2008. С. 103.</ref>, напісаным у лютым 1931 года і апублікаваным 29 лютага 1932 года, ён піша: «Мы чакаем, што ўсё гэта [парушэнне законаў квантавай механікі] павінна праяўляцца, калі шчыльнасць матэрыі стане настолькі вялікай, што атамныя ядры прыйдуць у цесны кантакт, утварыўшы адно гіганцкае ядро».

У снежні 1933 годзе на з’ездзе Амерыканскага фізічнага таварыства (15—16 снежня 1933 года) астраномы [[Вальтэр Баадэ]] і {{нп5|Фрыц Цвікі||ru|Цвикки, Фриц}} зрабілі першае строгае прадказанне існавання нейтронных зорак. Сярод іншага яны выказалі абгрунтаванае меркаванне, што нейтронныя зоркі могуць утварацца ў выніку выбуху [[звышновая зорка|звышновай]]. Тэарэтычныя разлікі таго часу паказалі, што выпраменьванне нейтронных зорак занадта слабае, каб іх можна было выявіць пры дапамозе тагачасных астранамічных інструментаў. Пра нейтронныя зоркі на некаторы час забылі. У 1967 годзе {{нп5|Джоселін Бел Бернел|Джоселін Бел|en|Jocelyn Bell Burnell}}, аспірантка [[Энтані Х’юіш|Э. Х’юіша]], адкрыла [[пульсар|аб’екты]], якія выпраменьвалі рэгулярныя імпульсы радыёхваль. Гэты феномен быў растлумачаны як вузка накіраваны радыёпрамень ад аб’екта, які хутка верціцца, — своеасаблівы «касмічны радыёмаяк». Але звычайная зорка разбурылася б пры такой высокай скорасці вярчэння. На ролю такіх маякоў маглі падыходзіць толькі нейтронныя зоркі. Пульсар {{нп5|PSR B1919+21||ru|}} лічыцца першай адкрытай нейтроннай зоркай.

== Класіфікацыя нейтронных зорак ==
Існуе два параметры, якія характарызуюць узаемадзеянне нейтронных зорак з навакольным рэчывам і, як вынік, іх назіраемыя праявы: перыяд вярчэння і велічыня [[магнітнае поле|магнітнага поля]]. З часам зорка расходуе сваю вярчальную энергію, і яе перыяд вярчэння павялічваецца. Магнітнае поле таксама слабее. З гэтай прычыны нейтронная зорка за час свайго жыцця можа змяняць свой тып. Ніжэй прадстаўлена наменклатура нейтронных зорак у парадку змяншэння скорасці кручэння<ref name="lipunov">{{кніга
| аўтар    = В. М. Липунов
| загаловак = Астрофизика нейтронных звёзд
| выданне  = Наука
| год      = 1987
| старонкі = 90
}}</ref>. Паколькі тэорыя магнітасфер пульсараў усё яшчэ ў стане развіцця, існуюць альтэрнатыўныя тэарэтычныя мадэлі (гл. нядаўні агляд<ref>{{артыкул
 |аўтар         = Бескин В.С., Истомин Я.Н., Филиппов А.А.
 |загаловак      = Радиопульсары — поиски истины
 |спасылка        = http://ufn.ru/ru/articles/2013/2/e/
 |выданне       = [[Успехи физических наук]]
 |год           = 2013
 |том           = 183
 |нумар         = 10
 |старонкі      = 179–194
 |doi           = 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179
 |issn=0042-1294}}</ref> і спасылкі там).

===== Эжэктар ([[радыёпульсар]]) =====
Моцныя магнітныя палі і малы перыяд вярчэння. У найпрасцейшай мадэлі магнітасферы, магнітнае поле круціцца цвердацельна, то-бок з той жа [[вуглавая скорасць|вуглавой скорасцю]], што і сама нейтронная зорка. На вызначаным радыусе <math>R_L=\frac{c}{\omega}</math> лінейная скорасць вярчэння поля пачынае пераўзыходзіць [[скорасць святла]]. Гэты радыус называецца «радыусам светлавога цыліндра». За гэтым радыусам звычайнае дыпольное поле існаваць не можа, таму лініі напружанасці поля ў гэтым месцы абрываюцца. Зараджаныя часціцы, якія рухаюцца ўздоўж ліній магнітнага поля, цераз такія абрывы могуць пакідаць нейтронную зорку і ляцець у бесканечнасць. Нейтронная зорка дадзенага тыпу «эжэкціруе» (ад {{lang-en|eject}} — вывяргаць, выштурхваць) рэлятывісцкія зараджаныя часціцы, якія выпраменьваюць у [[Радыёвыпраменьванне|радыёдыяпазоне]]. Для назіральніка эжэктары выглядаюць як [[радыёпульсар]]ы.

===== Прапелер =====
Скорасць вярчэння ўжо недастатковая для эжэкцыі часціц, таму такая зорка не можа быць [[радыёпульсар]]ам. Аднак скорасць вярчэння ўсё яшчэ вялікая, і захопленая магнітным полем каля нейтроннай зоркі матэрыя не можа ўпасці, то-бок [[акрэцыя]] рэчыва не адбываецца. Нейтронныя зоркі дадзенага тыпу практычна не маюць назіраемых праяўленняў і вывучаныя дрэнна.

===== Акрэтар ([[рэнтгенаўскі пульсар]]) =====
Скорасць вярчэння зніжаецца настолькі, што рэчыву зараз нічога не замінае падаць на такую нейтронную зорку. Плазма, падаючы, рухаецца па лініях магнітнага поля і ўдараецца аб цвёрдую паверхню нейтроннай зоркі ў раёне палюсоў, разаграваючыся да дзясяткаў мільёнаў градусаў. Рэчыва, нагрэтае да такіх высокіх тэмпэратур, свеціцца ў [[рэнтгенаўскае выпраменьванне|рэнтгенаўскім дыяпазоне]]. Вобласць, у якой адбываецца сутыкненне падаючага рэчыва з паверхняй зоркі, вельмі малая — усяго каля 100 метраў. Гэтая гарачая пляма з-за вярчэння зоркі перыядычна знікае з віду, што назіральнік успрымае як пульсацыі рэнтген-выпрамянення. Такія аб’екты і называюцца [[рэнтгенаўскі пульсар|рэнтгенаўскімі пульсарамі]].

===== Геарататар =====
Скорасць вярчэння такіх нейтронных зорак малая і не перашкаджае акрэцыі. Але памеры [[магнітасфера|магнітасферы]] такія, што плазма спыняецца магнітным полем раней, чым яна будзе захоплена гравітацыяй. Падобны механізм спрацоўвае ў [[магнітасфера Зямлі|магнітасферы Зямлі]], з-за чаго дадзены тып і атрымаў сваю назву.

== Гл. таксама ==
* [[Пульсар]]
* [[Кваркавая зорка]]

== Зноскі ==
{{reflist}}

== Літаратура ==
* {{крыніцы/БелЭн|11к|Нейтронная зорка}} С. 276.
* {{крыніцы/Кіпенхан 1987}}
* {{кніга
 |аўтар         = Haensel P., Potekhin A.Y., Yakovlev D.G.
 |загаловак      = Neutron Stars
 |спасылка        = http://books.google.com/books?id=iIrj9nfHnesC&printsec=frontcover#PPA12,M1
 |месца         = New York
 |выдавецтва  = Springer
 |год           = 2007
 |том           = 1
 |старонак       = 619
 |isbn          = 978-0-387-33543-8
}}
* Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 3 изд. М., 1984.
* Шапиро С. Л., Тьюколски С. А. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: Пер. с англ. Ч. 1—2. М., 1985.
* ''С. Б. Попов, М. Е. Прохоров.'' [http://www.astronet.ru/db/msg/1177217/index.html Астрофизика одиночных нейтронных звёзд: радиотихие нейтронные звёзды и магнитары.] — [[ГАИШ МГУ]], 2002.

== Спасылкі ==
{{Commonscat|Neutron stars}}

{{зоркі}}

{{Бібліяінфармацыя}}

[[Катэгорыя:Астрафізіка]]
[[Катэгорыя:Нейтронныя зоркі|*]]
[[Катэгорыя:Зорная эвалюцыя|{{PAGENAME}}]]