Hypotézu o existencii neutrónových hviezd vyslovili astronómovia W. Baade a F. Zwicky hneď po objavení neutrónu v roku 1932. Túto hypotézu však potvrdili pozorovania až po objavení pulzarov v roku 1967.

Neutrónové hviezdy vznikajú ako výsledok gravitačného kolapsu normálnych hviezd s hmotnosťou niekoľkonásobku hmotnosti Slnka. Hustota neutrónovej hviezdy je blízka hustote atómové jadro, t.j. 100 miliónov krát vyššia ako hustota bežnej hmoty. Preto má neutrónová hviezda pri svojej obrovskej hmotnosti polomer len cca. 10 km.

Kvôli malému polomeru neutrónovej hviezdy je sila gravitácie na jej povrchu extrémne vysoká: asi 100 miliárd krát väčšia ako na Zemi. Túto hviezdu chráni pred kolapsom „degeneračný tlak“ hustej neutrónovej hmoty, ktorý nezávisí od jej teploty. Ak sa však hmotnosť neutrónovej hviezdy stane väčšou ako približne 2 hmotnosti Slnka, potom gravitácia prekročí tento tlak a hviezda nebude schopná odolať kolapsu.

Neutrónové hviezdy majú veľmi silné magnetické pole, dosahujúce na povrchu 10 12 -10 13 gaussov (na porovnanie: Zem má asi 1 gauss). Súvisí s neutrónovými hviezdami nebeské objekty dva rôzne typy.

Pulzary

(rádiové pulzary). Tieto objekty striktne pravidelne vysielajú impulzy rádiových vĺn. Mechanizmus žiarenia nie je úplne jasný, ale predpokladá sa, že rotujúca neutrónová hviezda vyžaruje rádiový lúč v smere spojenom s jej magnetickým poľom, ktorého os symetrie sa nezhoduje s osou rotácie hviezdy. Preto rotácia spôsobuje rotáciu rádiového lúča pravidelne vysielaného na Zem.

Röntgen sa zdvojnásobí.

Pulzujúce zdroje röntgenového žiarenia sú tiež spojené s neutrónovými hviezdami, ktoré sú súčasťou binárneho systému s masívnou normálnou hviezdou. V takýchto systémoch dopadá plyn z povrchu normálnej hviezdy na neutrónovú hviezdu, pričom sa zrýchľuje až do veľká rýchlosť. Pri dopade na povrch neutrónovej hviezdy uvoľní plyn 10–30 % svojej pokojovej energie, zatiaľ čo pri jadrové reakcie toto číslo nedosahuje ani 1 %. Zdrojom sa stáva povrch neutrónovej hviezdy zahriaty na vysokú teplotu röntgenové žiarenie. Pád plynu však neprebieha rovnomerne po celom povrchu: silné magnetické pole neutrónovej hviezdy zachytáva dopadajúci ionizovaný plyn a smeruje ho k magnetické póly, kde padá, ako v lieviku. Preto sa silne zahrievajú iba oblasti pólov, ktoré sa na rotujúcej hviezde stávajú zdrojmi röntgenových impulzov. Rádiové impulzy z takejto hviezdy už neprichádzajú, pretože rádiové vlny sú absorbované plynom, ktorý ju obklopuje.

Zlúčenina.

Hustota neutrónovej hviezdy rastie s hĺbkou. Pod vrstvou atmosféry s hrúbkou len niekoľko centimetrov je niekoľko metrov hrubá škrupina tekutého kovu a pod ňou pevná kôra s hrúbkou kilometra. Látka kôry pripomína obyčajný kov, ale je oveľa hustejšia. Vo vonkajšej časti kôry je to najmä železo; podiel neutrónov v jeho zložení rastie s hĺbkou. Kde hustota dosahuje cca. 4Ch 10 11 g/cm 3 sa podiel neutrónov zvýši natoľko, že niektoré z nich už nie sú súčasťou jadier, ale tvoria súvislé médium. Tam látka vyzerá ako „more“ neutrónov a elektrónov, v ktorom sú rozptýlené jadrá atómov. A pri hustote cca. 2× 10 14 g/cm 3 (hustota atómového jadra), jednotlivé jadrá celkom zaniknú a zostane súvislá neutrónová „kvapalina“ s prímesou protónov a elektrónov. Pravdepodobne sa neutróny a protóny v tomto prípade správajú ako supratekutá kvapalina, podobne ako tekuté hélium a supravodivé kovy v pozemských laboratóriách.

neutrónová hviezda
Neutrónová hviezda

neutrónová hviezda - superhustá hviezda, ktorá vznikla v dôsledku výbuchu supernovy. Látka neutrónovej hviezdy pozostáva hlavne z neutrónov.
Neutrónová hviezda má jadrovú hustotu (10 14 -10 15 g/cm 3) a typický polomer 10-20 km. Ďalšej gravitačnej kontrakcii neutrónovej hviezdy bráni tlak jadrovej hmoty, ktorý vzniká interakciou neutrónov. Tento tlak degenerovaného, ​​oveľa hustejšieho neutrónového plynu je schopný udržať hmoty do 3M pred gravitačným kolapsom. Hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí (1,4-3)M.

Ryža. 1. Prierez neutrónovou hviezdou s hmotnosťou 1,5M a polomerom R = 16 km. Hustota ρ sa udáva v g/cm 3 v rôznych častiach hviezdy.

Neutrína produkované v čase kolapsu supernovy rýchlo ochladzujú neutrónovú hviezdu. Odhaduje sa, že jeho teplota klesne z 10 11 na 10 9 K za približne 100 s. Ďalej sa rýchlosť ochladzovania znižuje. V kozmickom meradle je však vysoko. Pokles teploty z 10 9 na 10 8 K nastáva za 100 rokov a na 10 6 K za milión rokov.
Existuje ≈ 1200 známych objektov, ktoré patria neutrónové hviezdy. Asi 1000 z nich sa nachádza v našej galaxii. Štruktúra neutrónovej hviezdy s hmotnosťou 1,5 M a polomerom 16 km je znázornená na obr. 1: I je tenká vonkajšia vrstva husto zbalených atómov. Región II je kryštálová mriežka atómové jadrá a degenerované elektróny. Oblasť III je pevná vrstva atómových jadier presýtená neutrónmi. IV - kvapalné jadro, pozostávajúce hlavne z degenerovaných neutrónov. Oblasť V tvorí hadrónové jadro neutrónovej hviezdy. Okrem nukleónov môže obsahovať pióny a hyperóny. V tejto časti neutrónovej hviezdy je možný prechod neutrónovej kvapaliny na pevnú látku. kryštalický stav, objavenie sa pionového kondenzátu, tvorba kvark-gluónovej a hyperónovej plazmy. V súčasnosti sa upresňujú jednotlivé detaily štruktúry neutrónovej hviezdy.
Neutrónové hviezdy je ťažké odhaliť optickými metódami pre ich malé rozmery a nízku svietivosť. V roku 1967 E. Hewish a J. Bell ( Cambridgeská univerzita) otvorili vesmírne zdroje periodické rádiové vyžarovanie - pulzary. Periódy opakovania rádiových impulzov pulzarov sú prísne konštantné a pre väčšinu pulzarov ležia v rozmedzí od 10 -2 do niekoľkých sekúnd. Pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Len kompaktné objekty s vlastnosťami neutrónových hviezd si dokážu zachovať svoj tvar bez toho, aby sa pri takýchto rýchlostiach otáčania zrútili. Zachovanie momentu hybnosti a magnetické pole pri kolapse supernovy a vzniku neutrónovej hviezdy vedie k zrodu rýchlo rotujúcich pulzarov s veľmi silným magnetickým poľom 10 10 –10 14 G. Magnetické pole rotuje s neutrónovou hviezdou, avšak os tohto poľa sa nezhoduje s osou rotácie hviezdy. Pri takejto rotácii sa rádiové vyžarovanie hviezdy kĺže po Zemi ako lúč majáku. Zakaždým, keď lúč prejde cez Zem a zasiahne pozorovateľa na Zemi, rádioteleskop zaznamená krátky impulz rádiovej emisie. Frekvencia jeho opakovania zodpovedá perióde rotácie neutrónovej hviezdy. K žiareniu neutrónovej hviezdy dochádza v dôsledku skutočnosti, že nabité častice (elektróny) z povrchu hviezdy sa pohybujú smerom von pozdĺž magnetických siločiar a vyžarujú elektromagnetické vlny. Toto je mechanizmus rádiovej emisie pulzaru, ktorý prvýkrát navrhol

MOSKVA 28. augusta - RIA Novosti. Vedci objavili rekordne ťažkú ​​neutrónovú hviezdu s dvojnásobnou hmotnosťou ako Slnko, čo ich prinúti prehodnotiť množstvo teórií, najmä teóriu, podľa ktorej sa vo vnútri superhustej hmoty neutrónových hviezd môžu nachádzať „voľné“ kvarky. podľa článku publikovaného vo štvrtok v časopise Nature.

Neutrónová hviezda je „mŕtvola“ hviezdy, ktorá zostala po výbuchu supernovy. Jeho veľkosť nepresahuje veľkosť Mestečko, avšak hustota hmoty je 10-15 krát vyššia ako hustota atómového jadra – „štipka“ hmoty neutrónovej hviezdy váži viac ako 500 miliónov ton.

Gravitácia „lisuje“ elektróny na protóny a mení ich na neutróny, a preto dostali svoje meno neutrónové hviezdy. Až donedávna sa vedci domnievali, že hmotnosť neutrónovej hviezdy nemôže presiahnuť dve hmotnosti Slnka, pretože inak by gravitácia hviezdu „zrútila“ do čiernej diery. Stav vnútra neutrónových hviezd je do značnej miery záhadou. Napríklad prítomnosť „voľných“ kvarkov a podobne elementárne častice, ako K-mezóny a hyperóny v centrálnych regiónoch neutrónová hviezda.

Autori štúdie, skupina amerických vedcov pod vedením Paula Demoresta z National Radio Observatory, študovali dvojitá hviezda J1614-2230 je od Zeme vzdialená tri tisícky svetelných rokov, pričom jednou z jej zložiek je neutrónová hviezda a druhou biely trpaslík.

Neutrónová hviezda je zároveň pulzarom, teda hviezdou, ktorá vyžaruje úzko nasmerované rádiové emisné prúdy; v dôsledku rotácie hviezdy je možné zachytiť tok žiarenia z povrchu Zeme pomocou rádioteleskopov pri rôznych časových intervaloch.

Biely trpaslík a neutrónová hviezda sa navzájom otáčajú. Rýchlosť rádiového signálu zo stredu neutrónovej hviezdy však ovplyvňuje gravitácia bieleho trpaslíka, „spomaľuje“ ho. Vedci, ktorí merajú čas príchodu rádiových signálov na Zem, dokážu s vysokou presnosťou určiť hmotnosť objektu „zodpovedného“ za oneskorenie signálu.

"Máme veľké šťastie s týmto systémom. Rýchlo rotujúci pulzar nám dáva signál prichádzajúci z obežnej dráhy, ktorá je perfektne umiestnená. Navyše, náš biely trpaslík dosť veľké na hviezdy tohto typu. Táto jedinečná kombinácia umožňuje využiť Shapiro efekt (gravitačné oneskorenie signálu) v plnom rozsahu a zjednodušuje merania,“ hovorí spoluautor Scott Ransom.

Binárny systém J1614-2230 je umiestnený tak, že ho možno pozorovať takmer zboku, teda v rovine obežnej dráhy. To uľahčuje presné meranie hmotnosti hviezd, z ktorých sa skladá.

V dôsledku toho sa hmotnosť pulzaru rovnala 1,97 hmotnosti Slnka, čo bol rekord pre neutrónové hviezdy.

„Tieto merania hmotnosti nám hovoria, že ak sa v jadre neutrónovej hviezdy vôbec nachádzajú kvarky, nemôžu byť ‚voľné‘, ale s najväčšou pravdepodobnosťou musia vzájomne pôsobiť oveľa silnejšie ako v ‚obyčajných‘ atómových jadrách,“ vysvetľuje. vedúci skupiny astrofyzikov zaoberajúcich sa touto problematikou, Feryal Ozel (Feryal Ozel) z University of Arizona.

„Prekvapuje ma, že niečo také jednoduché, ako je hmotnosť neutrónovej hviezdy, môže toľko povedať rôznych oblastiach fyzika a astronómia,“ hovorí Ransom.

Astrofyzik Sergej Popov zo štátu astronomický ústav pomenovaný po Sternberg poznamenáva, že štúdium neutrónových hviezd môže dať podstatné informácie o štruktúre hmoty.

"V pozemských laboratóriách je nemožné študovať hmotu v hustote oveľa vyššej ako jadrová. A to je veľmi dôležité pre pochopenie toho, ako svet funguje. Našťastie toto hustá hmota nachádzajúce sa vo vnútri neutrónových hviezd. Na určenie vlastností tejto látky je veľmi dôležité zistiť, akú limitujúcu hmotnosť môže mať neutrónová hviezda a nepremeniť sa na čiernu dieru,“ povedal Popov pre RIA Novosti.

Úvod

Počas svojej histórie sa ľudstvo neprestalo snažiť pochopiť vesmír. Vesmír sa nazýva súhrnom všetkého, čo existuje, všetky hmotné častice priestoru medzi týmito časticami. Autor: moderné nápady Vesmír je starý asi 14 miliárd rokov.

Veľkosť viditeľnej časti vesmíru je približne 14 miliárd svetelných rokov (jeden svetelný rok je vzdialenosť, ktorú svetlo prekoná vo vákuu za jeden rok). Podľa niektorých vedcov je dĺžka vesmíru 90 miliárd svetelných rokov. Aby bolo možné pohodlne pracovať s takými veľkými vzdialenosťami, používa sa hodnota nazývaná Parsec. Parsek je vzdialenosť, od ktorej priemerný polomer Obežná dráha Zeme, kolmá na priamku pohľadu, je viditeľná pod uhlom jednej oblúkovej sekundy. 1 parsek = 3,2616 svetelných rokov.

Vo vesmíre je obrovské množstvo rôznych objektov, ktorých názvy sú mnohým dobre známe, ako sú planéty a satelity, hviezdy, čierne diery atď. Hviezdy sú veľmi rôznorodé svojou jasnosťou, veľkosťou, teplotou a ďalšími parametrami. . Hviezdy zahŕňajú objekty, ako sú bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy, obri a supergianty, kvazary a pulzary. Obzvlášť zaujímavé sú centrá galaxií. Podľa moderných koncepcií je čierna diera vhodná pre úlohu objektu umiestneného v strede galaxie. Čierne diery sú produkty evolúcie hviezd, ktoré sú jedinečné svojimi vlastnosťami. Experimentálna platnosť existencie čiernych dier závisí od platnosti všeobecná teória relativity.

Okrem galaxií je vesmír naplnený hmlovinami (medzihviezdne oblaky pozostávajúce z prachu, plynu a plazmy), žiarenie pozadia, prenikajúce do celého vesmíru a ďalšie málo prebádané objekty.

neutrónové hviezdy

neutrónová hviezda -- astronomický objekt, ktorý je jedným z konečných produktov evolúcie hviezd, pozostáva najmä z neutrónového jadra pokrytého relatívne tenkou (~1 km) kôrou hmoty vo forme ťažkých atómových jadier a elektrónov. Hmotnosti neutrónových hviezd sú porovnateľné s hmotnosťou Slnka, ale typický polomer je len 10-20 kilometrov. Preto priemerná hustota hmota takejto hviezdy je niekoľkonásobne vyššia ako hustota atómového jadra (čo napr ťažké jadrá v priemere 2,8*1017 kg/m?). Ďalšej gravitačnej kontrakcii neutrónovej hviezdy bráni tlak jadrovej hmoty, ktorý vzniká interakciou neutrónov.

Mnohé neutrónové hviezdy majú extrémne vysoké rýchlosti otáčania, až tisíc otáčok za sekundu. Predpokladá sa, že neutrónové hviezdy sa rodia počas výbuchov supernov.

Gravitačné sily v neutrónových hviezdach sú vyvážené tlakom degenerovaného neutrónového plynu, maximálna hodnota hmotnosť neutrónovej hviezdy je daná Oppenheimer-Volkovovou limitou, číselná hodnota ktorý závisí od (doteraz málo známej) rovnice stavu hmoty v jadre hviezdy. Existujú teoretické predpoklady, že s viac vyššie zväčšenie hustota, je možná degenerácia neutrónových hviezd na kvarkové hviezdy.

Magnetické pole na povrchu neutrónových hviezd dosahuje hodnotu 1012-1013 Gs (Gs-Gauss - jednotka merania magnetickej indukcie), sú to procesy v magnetosférach neutrónových hviezd, ktoré sú zodpovedné za rádiovú emisiu pulzarov. . Od 90. rokov 20. storočia boli niektoré neutrónové hviezdy identifikované ako magnetary, hviezdy s magnetickými poľami rádovo 1014 gaussov a vyššími. Takéto polia (presahujúce „kritickú“ hodnotu 4,414 1013 G, pri ktorých interakčná energia elektrónu s magnetickým poľom prevyšuje jeho pokojovú energiu) prinášajú kvalitatívne nová fyzika keďže sa stávajú významnými špecifické relativistické efekty, polarizácia fyzikálne vákuum atď.

Klasifikácia neutrónových hviezd

Dva hlavné parametre charakterizujúce interakciu neutrónových hviezd s okolitou hmotou a v dôsledku toho aj ich pozorovacie prejavy sú perióda rotácie a veľkosť magnetického poľa. V priebehu času hviezda trávi svoje rotačná energia a doba jeho rotácie sa zvyšuje. Oslabuje sa aj magnetické pole. Z tohto dôvodu môže neutrónová hviezda počas svojho života zmeniť svoj typ.

Ejektor (rádiový pulzar) - silné magnetické polia a malá perióda otáčania. V najjednoduchšom modeli magnetosféry sa magnetické pole otáča pevne, teda rovnakou uhlovou rýchlosťou ako samotná neutrónová hviezda. Na určitom polomere rýchlosť linky rotácia poľa sa blíži rýchlosti svetla. Tento polomer sa nazýva polomer svetelného valca. Za týmto polomerom nemôže existovať obvyklé dipólové pole, takže siločiary poľa sa v tomto bode zlomia. Nabité častice pohybujúce sa pozdĺž magnetických siločiar môžu opustiť neutrónovú hviezdu cez takéto útesy a odletieť do nekonečna. Neutrónová hviezda tohto typu vyvrhuje (chrlí, vytláča) relativisticky nabité častice, ktoré vyžarujú v rádiovom dosahu. Pre pozorovateľa vyzerajú ejektory ako rádiové pulzary.

Vrtuľa - rýchlosť otáčania je už nedostatočná na vyvrhovanie častíc, takže takáto hviezda nemôže byť rádiovým pulzarom. Je však stále veľká a hmota zachytená magnetickým poľom obklopujúcim neutrónovú hviezdu nemôže spadnúť, to znamená, že nedochádza k narastaniu hmoty. Neutrónové hviezdy tohto typu nemajú prakticky žiadne pozorovateľné prejavy a sú slabo študované.

Accretor (röntgenový pulzar) - rýchlosť rotácie je znížená do takej miery, že teraz už nič nebráni pádu látky na takúto neutrónovú hviezdu. Plazma sa pohybuje pozdĺž čiar magnetického poľa a naráža na pevný povrch v blízkosti pólov neutrónovej hviezdy a zahrieva sa na desiatky miliónov stupňov. Látka zahriata na vysoké teploty, žiari v oblasti röntgenového žiarenia. Oblasť, v ktorej sa padajúca hmota zrazí s povrchom hviezdy, je veľmi malá – len asi 100 metrov. Táto horúca škvrna v dôsledku rotácie hviezdy periodicky mizne z dohľadu, čo pozorovateľ vníma ako pulzácie. Takéto objekty sa nazývajú röntgenové pulzary.

Georotátor - rýchlosť rotácie takýchto neutrónových hviezd je malá a nebráni akrécii. Ale rozmery magnetosféry sú také, že plazmu zastaví magnetické pole skôr, ako ju zachytí gravitácia. Podobný mechanizmus funguje v magnetosfére Zeme, vďaka čomu daný typ a dostal svoje meno.

27. decembra 2004, záblesk gama lúčov, ktorý dorazil k nám slnečná sústava z SGR 1806-20 (zobrazené v pohľade umelca). Výbuch bol taký silný, že zasiahol zemskú atmosféru vo vzdialenosti viac ako 50 000 svetelných rokov.

neutrónová hviezda - kozmické telo, čo je jeden z možných výsledkov evolúcie, pozostávajúci najmä z neutrónového jadra pokrytého relatívne tenkou (~1 km) kôrou hmoty vo forme ťažkých atómových jadier a elektrónov. Hmotnosti neutrónových hviezd sú porovnateľné s hmotnosťou, ale typický polomer neutrónovej hviezdy je len 10-20 kilometrov. Preto je priemerná hustota látky takéhoto objektu niekoľkonásobne vyššia ako hustota atómového jadra (čo je pre ťažké jadrá v priemere 2,8 10 17 kg/m³). Ďalšej gravitačnej kontrakcii neutrónovej hviezdy bráni tlak jadrovej hmoty, ktorý vzniká interakciou neutrónov.

Mnohé neutrónové hviezdy majú extrémne vysoké rýchlosti rotácie – až tisíc otáčok za sekundu. Neutrónové hviezdy vznikajú výbuchmi hviezd.

Hmotnosti väčšiny neutrónových hviezd so spoľahlivo nameranými hmotnosťami sú 1,3-1,5 hmotnosti Slnka, čo je blízko k hodnote Chandrasekharovho limitu. Teoreticky ide o neutrónové hviezdy s hmotnosťou od 0,1 do približne 2,5 slnečné hmoty, hodnota hornej hranice hmotnosti je však v súčasnosti známa veľmi nepresne. Najhmotnejšie známe neutrónové hviezdy sú Vela X-1 (má hmotnosť najmenej 1,88 ± 0,13 hmotnosti Slnka na úrovni 1σ, čo zodpovedá hladine významnosti α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (s odhadom hmotnosti 1,97 ±0,04 slnečného žiarenia) a PSR J0348+0432ruen (s odhadovanou hmotnosťou 2,01±0,04 slnečného žiarenia). Gravitácia v neutrónových hviezdach je vyvážená tlakom degenerovaného neutrónového plynu, maximálna hodnota hmotnosti neutrónovej hviezdy je daná Oppenheimer-Volkovovou hranicou, ktorej číselná hodnota závisí od (doteraz málo známej) stavovej rovnice. hmoty v jadre hviezdy. Existujú teoretické predpoklady na to, že pri ešte väčšom náraste hustoty je možná premena neutrónových hviezd na kvarkové.

Štruktúra neutrónovej hviezdy.

Magnetické pole na povrchu neutrónových hviezd dosahuje hodnotu 10 12 -10 13 gauss (pre porovnanie Zem má asi 1 gauss), sú to procesy v magnetosférach neutrónových hviezd, ktoré sú zodpovedné za rádiovú emisiu pulzarov. . Od 90. rokov 20. storočia boli niektoré neutrónové hviezdy identifikované ako magnetary – hviezdy s magnetickými poľami rádovo 10 14 G a vyššími. Takéto magnetické polia (presahujúce „kritickú“ hodnotu 4,414 10 13 G, pri ktorých interakčná energia elektrónu s magnetickým poľom prevyšuje jeho pokojovú energiu mec²) zavádzajú kvalitatívne novú fyziku, keďže špecifické relativistické efekty, polarizácia fyzikálneho vákua , atď.

Do roku 2012 bolo objavených asi 2000 neutrónových hviezd. Približne 90 % z nich je slobodných. Celkovo môže v našej existovať 10 8 -10 9 neutrónových hviezd, teda niekde okolo jednej promile obyčajných hviezd. Neutrónové hviezdy sa vyznačujú vysokou rýchlosťou (zvyčajne stovky km/s). V dôsledku narastania oblakovej hmoty je v tejto situácii možné vidieť neutrónovú hviezdu v rôznych spektrálnych rozsahoch, vrátane optického, ktorý tvorí asi 0,003 % vyžiarenej energie (zodpovedá 10. magnitúde).

Gravitačné vychýlenie svetla (v dôsledku relativistického vychýlenia svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu)

Neutrónové hviezdy sú jednou z mála tried vesmírne objekty, ktoré pred objavením teoreticky predpovedali pozorovatelia.

V roku 1933 astronómovia Walter Baade a Fritz Zwicky navrhli, že pri výbuchu supernovy by mohla vzniknúť neutrónová hviezda. Vtedajšie teoretické výpočty ukázali, že žiarenie neutrónovej hviezdy je príliš slabé a nedá sa odhaliť. Záujem o neutrónové hviezdy vzrástol v 60. rokoch 20. storočia, keď sa začala rozvíjať röntgenová astronómia, keďže teória predpovedala, že ich max. tepelné žiarenie spadá do oblasti mäkkého röntgenového žiarenia. Neočakávane ich však objavili rádiové pozorovania. V roku 1967 Jocelyn Bell, postgraduálna študentka E. Hewish, objavila predmety, ktoré vyžarujú pravidelné impulzy rádiových vĺn. Tento jav bol vysvetlený úzkym smerom rádiového lúča z rýchlo rotujúceho objektu – akéhosi „kozmického majáku“. Ale hocijaký obyčajná hviezda by sa zrútil pri takej vysokej rýchlosti otáčania. Na úlohu takýchto majákov boli vhodné iba neutrónové hviezdy. Pulzar PSR B1919+21 je považovaný za prvú objavenú neutrónovú hviezdu.

Interakciu neutrónovej hviezdy s okolitou hmotou určujú dva hlavné parametre a v dôsledku toho aj ich pozorovateľné prejavy: perióda (rýchlosť) rotácie a veľkosť magnetického poľa. Postupom času hviezda spotrebuje svoju rotačnú energiu a jej rotácia sa spomaľuje. Oslabuje sa aj magnetické pole. Z tohto dôvodu môže neutrónová hviezda počas svojho života zmeniť svoj typ. Nižšie je uvedená nomenklatúra neutrónových hviezd v zostupnom poradí rýchlosti rotácie podľa monografie V.M. Lipunov. Keďže teória pulzarových magnetosfér je stále vo vývoji, existujú alternatívne teoretické modely.

Silné magnetické polia a krátka doba otáčania. V najjednoduchšom modeli magnetosféry sa magnetické pole otáča pevne, teda rovnakou uhlovou rýchlosťou ako telo neutrónovej hviezdy. Pri určitom polomere sa lineárna rýchlosť rotácie poľa blíži rýchlosti svetla. Tento polomer sa nazýva "polomer svetelného valca". Za týmto polomerom nemôže existovať obvyklé dipólové pole, takže siločiary poľa sa v tomto bode zlomia. Pohybujúce sa nabité častice siločiary magnetické pole, cez takéto útesy môžu opustiť neutrónovú hviezdu a letieť do medzihviezdneho priestoru. Neutrónová hviezda tohto typu „vyvrhuje“ (z francúzskeho éjecter – chrliť, vytláčať) relativisticky nabité častice, ktoré vyžarujú v rádiovom dosahu. Ejektory sú pozorované ako rádiové pulzary.

Vrtuľa

Rýchlosť rotácie je už nedostatočná na vyvrhnutie častíc, takže takáto hviezda nemôže byť rádiovým pulzarom. Rýchlosť rotácie je však stále vysoká a hmota zachytená magnetickým poľom obklopujúcim neutrónovú hviezdu nemôže padať, to znamená, že nedochádza k narastaniu hmoty. Neutrónové hviezdy tohto typu nemajú prakticky žiadne pozorovateľné prejavy a sú slabo študované.

Accretor (röntgenový pulzar)

Rýchlosť rotácie je znížená na takú úroveň, že už nič nebráni tomu, aby hmota spadla na takúto neutrónovú hviezdu. Padajúca hmota, už v stave plazmy, sa pohybuje po čiarach magnetického poľa a naráža na pevný povrch tela neutrónovej hviezdy v oblasti jej pólov, pričom sa zahrieva až na desiatky miliónov stupňov. Látka zahriata na také vysoké teploty jasne žiari v oblasti röntgenového žiarenia. Oblasť, v ktorej sa dopadajúca hmota zrazí s povrchom tela neutrónovej hviezdy, je veľmi malá – len asi 100 metrov. Táto horúca škvrna v dôsledku rotácie hviezdy pravidelne mizne z dohľadu a pozorujú sa pravidelné pulzácie röntgenových lúčov. Takéto objekty sa nazývajú röntgenové pulzary.

Georotátor

Rýchlosť rotácie takýchto neutrónových hviezd je nízka a nebráni akrécii. Ale rozmery magnetosféry sú také, že plazmu zastaví magnetické pole skôr, ako ju zachytí gravitácia. Podobný mechanizmus funguje v magnetosfére Zeme, a preto tento typ neutrónových hviezd dostal svoje meno.

Magnetar

Neutrónová hviezda s mimoriadne silným magnetickým poľom (až 10 11 T). Teoreticky bola existencia magnetarov predpovedaná v roku 1992 a prvý dôkaz o nich skutočnú existenciu získané v roku 1998 sledovaním výkonný blesk gama a röntgenové žiarenie zo zdroja SGR 1900+14 v súhvezdí Aquila. Životnosť magnetarov je asi 1 000 000 rokov. Magnetary majú najsilnejšie magnetické pole v .

Magnetary sú zle pochopeným typom neutrónovej hviezdy kvôli skutočnosti, že len málo z nich je dostatočne blízko k Zemi. Magnetary majú priemer asi 20-30 km, ale hmotnosti väčšiny presahujú hmotnosť Slnka. Magnetar je tak stlačený, že hrášok jeho hmoty by vážil viac ako 100 miliónov ton. Väčšina známych magnetarov sa otáča veľmi rýchlo, aspoň niekoľko otáčok okolo osi za sekundu. Pozorujeme ich v gama žiarení v blízkosti röntgenového žiarenia, nevyžarujú rádiové žiarenie. Životný cyklus magnetar je dostatočne krátky. Ich silné magnetické polia zmiznú asi po 10 000 rokoch, potom ich aktivita a emisia röntgenového žiarenia ustanú. Podľa jedného z predpokladov mohlo v našej galaxii za celú jej existenciu vzniknúť až 30 miliónov magnetarov. Magnetary sú tvorené z masívne hviezdy s počiatočnou hmotnosťou asi 40 M☉.

Otrasy vznikajúce na povrchu magnetaru spôsobujú obrovské výkyvy vo hviezde; kolísanie magnetického poľa, ktoré ich sprevádza, často vedie k obrovským zábleskom gama žiarenia, ktoré boli zaznamenané na Zemi v rokoch 1979, 1998 a 2004.

V máji 2007 bolo známych dvanásť magnetarov a ďalší traja kandidáti čakali na potvrdenie. Príklady známych magnetarov:

SGR 1806-20, ktorý sa nachádza 50 000 svetelných rokov od Zeme opačná strana naša galaxia mliečna dráha v súhvezdí Strelec.
SGR 1900+14, vzdialená 20 000 svetelných rokov, nachádza sa v súhvezdí Aquila. Po dlhé obdobie nízke emisie emisií (výraznejšie explózie len v rokoch 1979 a 1993) zosilneli v máji až auguste 1998 a explózia zistená 27. augusta 1998 bola dostatočne silná na to, aby sa vypla kozmická loď NEAR Shoemaker, aby sa predišlo poškodeniu. 29. mája 2008 objavil Spitzerov teleskop NASA okolo tohto magnetaru prstence hmoty. Predpokladá sa, že tento prstenec vznikol počas výbuchu pozorovaného v roku 1998.
1E 1048.1-5937 je anomálny röntgenový pulzar nachádzajúci sa 9000 svetelných rokov v súhvezdí Carina. Hviezda, z ktorej vznikol magnetar, mala hmotnosť 30-40-krát väčšiu ako hmotnosť Slnka.
Kompletný zoznam je uvedený v katalógu magnetarov.

Od septembra 2008 ESO hlási identifikáciu objektu, ktorý sa pôvodne považoval za magnetar, SWIFT J195509+261406; pôvodne bol identifikovaný zábleskami gama žiarenia (GRB 070610)