ნეიტრონული ვარსკვლავი

ნეიტრონული ვარსკვლავი — 10-დან 29-მდე მზის მასის მქონე კოლაფსირებული ვარსკვლავი. ნეიტრონული ვარსკვლავები პატარა და მყარი ვარსკვლავებია, რომლებიც არ მიეკუთვნებიან სავარაუდო კვარკულ და უცნაურ ვარსკვლავებს. როგორც წესი, ნეიტრონულ ვარსკვლავებს 10 კილომეტრის (6,2 მილი) რადიუსი და მზის 1,4 – 2,16 მასა გააჩნიათ. წარმოიქმნებიან მასიური ვარსკვლავის აფეთქების შედეგად, რომლის გრავიტაციული კოლაფსი მასას, თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავის სიმკვრივისგან განსხვავებით, ატომის ბირთვებამდე კუმშავს. ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავი სითბოს აქტიურად აღარ გამოიმუშავებს და დროთა განმავლობაში ცივდება, თუმცა, შეიძლება შეჯახების ან აკრეციის გზით კვლავ განვითარდეს. ამ ობიექტების ძირითადი მოდელი გულისხმობს, რომ ისინი თითქმის მთლიანად ნეიტრონებისგან არიან შექმნილი (სუბატომური ნაწილაკები, რომელთაც ელექტრული მუხტი არ გააჩნიათ, მათი მასა კი პროტონების მასას ოდნავ აღემატება). ნორმალურ ნივთიერებაში წარმოდგენილი ელექტრონები და პროტონები, ნეიტრონული ვარსკვლავის პირობებში გაერთიანებულია ნეიტრონების წარმოებისთვის. პაულის პრინციპის გათვალისწინებით, იმის მსგავსად, როგორც თეთრი ჯუჯა არ ექვემდებარება ელექტრონული დეგენერაციით კოლაფსს, ეს ობიექტები ნეიტრონული დეგენერაციით გამოწვეულ კოლაფსს არ ექვემდებარებიან. თუ დარჩენილი ვარსკვლავი 3 მზის მასაზე მეტია, ის განაგძობს კოლაფსს და შავ ხვრელად ყალიბდება. ნეიტრონული ვარსკვლავები ძალიან ცხელია და ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 599 726,85 (600 000 კ) ცელსიუსს აღწევს. ისინი იმდენად მკვრივია, რომ ნეიტრონულ-შემცველი მასალის მქონე ნორმალური ზომის ასანთის კოლოფი, დაახლოებით 3 მილიარდი ტონა (800 მეტრის კიდეებით მიწის 0,5 კუბური კილომეტრი) იქნება. მათი მაგნიტური ველის სიმძლავრე 108-დან 1015-მდეა, (100 მლნ-დან 1 კვარდრილიონამდე) უფრო ძლიერია ვიდრე დედამიწაზე. ზედაპირის გრავიტაციული ველის სიმძლავრე კი 2 × 1011, დედამიწისაზე 200 მილიარდჯერ ძლიერია. როგორც კი ვარსკვლავის ბირთვი კოლაფსირდება, მისი ბრუნვის სიჩქარე იმპულსის მომენტის შედეგად იზრდება, შესაბამისად ახლად ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვა წამში რამდენიმე ასეულს აღწევს. ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი ელექტრომაგნიტურ რადიაციას ასხივებს, რაც პულსაციის სახით ვლინდება. 1967 წელს ჯოსელინ ბელ ბერნელის მიერ პულსარის აღმოჩენა, ნეიტრონული ვარსკვლავების არსებობასთან დაკავშირებით, დაკვირვებით გამყარებული პირველი მოსაზრება იყო. ნავარაუდევია, რომ პულსარის რადიაცია ძირითადად მათი მაგნიტური პოლუსების მახლობლად მდებარე რეგიონებიდან გამოიყოფა. იმ შემთხვევაში, თუ მაგნიტური პოლუსები ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ბრუნვის მიმართულებას არ ემთხვევა, რადიაცია სივრცეში (შუქურის მსგავსად) გადის და ფიქსირდება მაშინ, როდესაც გამოსხივება დედამიწისკენ არის მომართული. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს შორის ყველაზე სწრაფად მბრუნავი, ცნობილი როგორც PSR J1748-2446ad, წამში 716 ბრუნს აღწევს (43 000 ბრუნი წუთში), ზედაპირის სწორხაზოვანი სიჩქარე კი 0,24 c-ს, სინათლის სიჩქარის თითქმის მეოთხედს აღწევს. ირმის ნახტომში დაახლოებით 100 მილიონი ნეიტრონული ვარსკვლავის არსებობაა ნავარაუდევი. ეს საშუალო რაოდენობა უკავშირდება ვარსკვლავებს, რომლებმაც სუპერნოვად აფეთქება განიცადეს, თუმცა, უმეტესი მათგანი ძველია და ცივი, ამიტომ მათი ადვილად გამოვლინება მხოლოდ გარკვეულ შემთხვევებშია შესაძლებელი, მაგალითად, თუ ის პულსირებს ან ბინარული სისტემის ნაწილია. ნელი სიჩქარით მბრუნავი და არააკრეცირებული ნეიტრონული ვარსკვლავების გამოვლინება თითქმის შეუძლებელია, თუმცა, ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ გამოვლენილ RX J185635-3754-ზე დაკვირვებამ ცხადყო რამდენიმე ახლომდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავის მხოლოდ სითბური გამოსხივებით არსებობა. განმეორებადი რბილი გამა-გამოსხივების წყაროდ მიჩნეულია მძლავრი მაგნიტური ველის მქონე, მაგნეტარის სახელით ცნობილი ან ნარჩენების დისკოს მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავები. ამ ობიექტებმა ბინარულ სისტემაში შეიძლება განიცადონ ნივთიერების შეზრდა, იმ დროს, როდესაც აკრეცირებული მატერია ცხელ წერტილებს წარმოქმნის. ამ დროს სისტემა პულსარული რენტგენული გამოსხივების წყაროა. აცრეციას ასევე შეუძლია აამუშაოს ძველი პულსარები, გამოიწვიოს მათი მასის ზრდა და ბრუნვის სიჩქარის მომატება, რაც მილიწამური პულსარების წინაპირობაა. ბინარული სისტემები არსებობენ და ვითარდებიან, საბოლოოდ კი კომპანიონი ობიექტები შეიძლება ჩამოყალიბდნენ ისეთ კომპაქტურ ობიექტებად, როგორიცაა თეთრი ჯუჯა ან თავად ნეიტრონული ვარსკვლავი. თუმცა, სხვა შესაძლებლობები მოიცავს ობიექტების სრულად განადგურებას აბლაციის ან შერწყმის გზით. ბინარულ სისტემაში ნეიტრონული ვარსკვლავების შერწყმა შეიძლება მოკლე გამა-გამოსხივების და ძლიერი გრავიტაციული ტალღების წყარო იყოს. 2017 წელს მოხდა გრავიტაციული ტალღების პირდაპირი გამოვლინება (GW170817), ასევე არაპირდაპირი გამოვლინება ბინარული სისტემაში, სადაც ორი ნეიტრონული ვარსკვლავი ერთმანეთის გარშემო მოძრაობდნენ. მთავარი მიმდევრობის ნებისმიერი ვარსკვლავი, რომლის თავდაპირველი მასა მზისას 8-ჯერ აღემატება, პოტენციურად ნეიტრონულ ვარსკვლავად ჩამოყალიბდება. როდესაც ვარსკვლავი არსებობის ძირითად ფაზას გაივლის, ბირთვული წვა რკინით მდიდარ ბირთვს ქმნის. როდესაც ყველა ძირითადი ბირთვული საწვავი ამოწურულია, ბირთვის ერთიანობას მხოლოდ დეგენერაციის წნევა განაპირობებს. გარე საფარის დაწვის შედაგად წარმოქმნილი დამატებითი მასის დეპოზიტები განაპირობებს იმას, რომ ბირთვმა გადაჭარბოს ჩანდრასეკარის ზღვარს. ელექტრონ-დეგენერაციული წნევა დაძლეულია, ბირთვი კოლაფსს განაგრძობს, რასაც ტემპერატურის 5×109 კელვინამდე გაზრდა მოსდევს, ამ ტემპერატურაზე კი ფოტობირთვული რეაქცია (მძლავრი გამა-გამოსხივებით რკინის ბირთვის ალფა-ნაწილაკებად დაშლა) ხდება. ტემპერატურის ზრდასთან ერთად, ელექტრონებისა და პროტონების გაერთიანება ქმნის ნეიტრონებს, რომელიც ელექტრონების მიტაცებით ნეიტრინოების ნაკადს წარმოშობს. როდესაც ინტენსივობა ბირთვულ სიმკვრივეს 4×1017 კგ/მ3-მდე აღწევს, ნეიტრონ-დეგენერაციული წნევა შეკუმშვას აფერხებს. ვარსკვლავის გარე ფენების კუმშვა შეწყვეტილია და ნეიტრონების წარმოქმნის დროს ჩამოყალიბებული ჭარბი ნეიტრინოები გარე მიმართულებით გაიტყორცნება. ხდება სუპერნოვა, დარჩენილი ბირთვი კი ნეიტრონული ვარსკვლავია. იმ შემთხვევაში, თუ ნარჩენი ვარსკვლავი მზის მასას 3-ჯერ აღემატება, განაგძობს კოლაფსს და შავ ხვრელად ყალიბდება. მასიური ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება და კუთხის იმპულსის უმეტესს ინარჩუნებს, მაგრამ რამდენადაც მას გარდაქმნამდე არსებული რადიუსის მხოლოდ უმცირესი ნაწილი გააჩნია, მისი ინერციის მომენტი მკვეთრად მცირდება, რის შედეგადაც, ძალიან მაღალი ბრუნვის სიჩქარით ყალიბდება და შემდეგ, ძალიან დიდი ხნის განმავლობაში ნელდება. ნეიტრონული ვარსკვლავების ღერძის გარშემო ბრუნვის პერიოდი 1.4 მილიწამიდან 30 წამამდე მერყეობს, სიმკვრივე კი ძალიან მაღალ გრავიტაციას განაპირობებს, ტიპური მნიშვნელობით 1012-დან 1013-მდე მ/წ2 (დედამიწის გრავიტაციიაზე 1011-ჯერ მეტი). ასეთი ობიექტების გაქცევის სიჩქარე (მეორე კოსმოსური სიჩქარე) 100,000 კმ/წ-დან 150,000 კმ/წ-მდე (სინათლის სიჩქარის მესამედი და ერთი-მეორედი) სიჩქარეს უტოლდება. ნეიტრონული ვარსკვლავის მძლავრი გრავიტაცია მითვისებული მატერიის ვარდნის წარმოუდგენელ აჩქარებას განაპირობებს, ზემოქმედების ძალა კი მათ ატომების დონეზე შლის და მთელ ზედაპირზე ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთიან ნივთიერებად გარდაქმნის. ნეიტრონულ ვარსკვლავს არანაკლებ 1,1 და შესაძლებელია 3 მზის მასა ჰქონდეს. დაკვირვებადი მაქსიმალური მასა დაახლოებით 2,01-ს შეადგენს. ზოგადად, 1,39-ზე ნაკლები მასის მქონე კომპაქტური ვარსკვლავები (ჩანდრასეკარის ზღვარი) თეთრი ჯუჯებია, ხოლო 1,4 და 3 (ოპენჰაიმერის ზღვარი) მზის მასის მქონე ობიექტები ნეიტრონული ვარსკვლავებია. 3-დან 5-მდე მზის მასის მქონე კი ჰიპოთეტურად ნავარაუდევი, კვარკული და ელექტრულად სუსტი ვარსკვლავებია, რომლებიც ჯერ არ არის აღმოჩენილი. 10 მზის მასის მქონე ვარსკვლავური ნარჩენი კი ნეიტრონ-დეგენერაციულ წნევას გადალახავს და გრავიტაციული კოლაფსი შავი ხვრელის წარმოქმნას გამოიწვევს, თუმცა ამ დრომდე აღმოჩენილ ყველაზე მცირე შავ ხვრელს დაახლოებით 5 მზის მასა აქვს. ახლად ფორმირებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბირთვის ტემპერატურა დაახლოებით 99 999 999 726,85-დან 999 999 999 726,84998-მდე ცელსიუსია (1011-დან 1012-მდე კელვინი) თუმცა, ნეიტრინოების ჭარბი გამოყოფით, რაც ენერგიას სწრაფად ათავისუფლებს, იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ტემპერატურა რამდენიმე წელიწადში დაახლოებით 999 726,85 ცელსიუსამდე ეცემა (106 კელვინი) და გამომუშავებული სინათლის უმეტესობა რენტგენული გამოსხივებით ვლინდება. ნეიტრონულ ვარსკვლავს 3,7×1017-დან 5,9×1017-მდე კგ/მ3 (2,6×1014-დან 41×1014-მდე მზის სიმკვრივე) სრული სიმკვრივე გააჩნია, რაც ატომური ბირთვის სიმკვრივეს, 3×1017 კგ/მ3-ს შეესაბამება. ობიექტის ზედაპირის სიმკვრივე დაახლოებით 1×109 კგ/მ3-ია, ხოლო სიღრმეში 6×1017 ან 8×1017 კგ/მ3-მდე (უფრო მკვრივი, ვიდრე ატომის ბირთვი) იზრდება.. ვარსკვლავის შემადგენელი მატერიის ერთი ჩაის კოვზი (5 მილილიტრი) 5,5×1012 კგ იქნებოდა, რაც გიზას დიდი პირამიდის წონას დაახლოებით 900-ჯერ აღემატება, ხოლო მის წარმოუდგენლად მძლავრი გრავიტაციული ველის პირობებში, ამ პირამიდის წონა დაახლოებით 15-ჯერ მეტი იქნებოდა მთვარისაზე და მასზე 1,1×1025 ნიუტონის ძალა იმოქმედებდა. ზედაპირიდან ცენტრამდე წნევა 3,2×1031-დან 1,6×1034 -მდე პასკალის ერთეულით იზრდება. მაღალი სიმკვრივის პირობებში მატერიის მდგომარეობა და მისთვის დამახასიათებელი ისეთი საკითხები, რომლებიც დაკავშირებულია კვანტური ქრომოდინამიკის სავარაუდო ქცევასთან თუ სუპერგამტარული ნივთიერების სუპერდენადობასთან — უახლოესი ნეიტრონული ვარსკვლავის ასობით პარსეკის მანძილზე მდებარეობის გამო, ბოლომდე არ არის შესწავლილი. ნეიტრონულ ვარსკვლავს ატომის ბირთვის რამდენიმე თავისებურება აქვს, მათ შორის სიმკვრივე (მაგნიტუდის მიხედვით) და ის ფაქტი, რომ ნუკლონებისგან (ატომის სუბბირთვული ნაწილაკი) შედგება. პოპულარულ სამეცნიერო ლიტერატურაში, ნეიტრონული ვარსკვლავი ზოგჯერ მოიხსენიება როგორც „გიგანტური ბირთვი“, თუმცა ნეიტრონული ვარსკვლავი და ატომის ბირთვი ერთმანეთისგან საკმაოდ განსხვავებულია. ატომის ბირთვი ერთიანობას ინარჩუნებს ძლიერი ურთიერთქმედებით და მისი სიმკვრივე ერთიანია, ხოლო ნეიტრონული ვარსკვლავი მთლიანობას საკუთარი გრავიტაციით ინარჩუნებს. ნავარაუდევია, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავი განსხვავებული სიმკვრივეებისა და შემადგენლობის სხვადასხვა ფენებისგან შედეგება. ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე მაგნიტური ველის სიმძლავრე 104-დან 1011 ტესლა ერთეულამდე მერყეობს. მოცულობა, ნებისმიერი სხვა ობიექტის მაგნიტური ველის სიმძლავრეს აღემატება. შედარებისთვის, სრული 16 ტ (T) ლაბორატორიულ ბირობებშია მიღწეული, რაც დიამაგნიტური ლევიტაციის საშუალებით საკმარისია ცოცხალი ბაყაყის ჰაერში შესაკავებლად. სავარაუდოდ მაგნიტური ველის სიდიდეების ცვალებადობაა მთავარი ფაქტორი, რომლის საშუალებითაც ნეიტრონული ვარსკვლავები სპექტრით და პულსარული პერიოდულობით გამოირჩევიან. ნეიტრონული ვარსკვლავები მაგნიტური ველით 108-დან 1011 ტ-მდე ცნობილია, როგორც მაგნეტარები — რბილი გამა-გამოსხივების და ანომალური რენტგენული პულსაციის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავის ტიპი. 108 ტ. მაგნიტური ენერგიის სიმკვრივე იმდენად ექსტრემალურია, რომ ჩვეულებრივი მატერიის მასის და ენერგიის ექვივალენტურობის სიმკვრივეს აჭარბებს. მსგავსი სიმძლავრის ველები, ვაკუუმზე ორმაგი სხივის გარდატეხამდე ახდენს პოლარიზებას. ფოტონებს შეუძლიათ გაერთიანდნენ ან ორად დაიყონ, წარმოიშობიან ვირტუალური ნაწილაკებისა და ანტინაწილაკების წყვილები. მაგნიტური ველი ელექრონს ენერგიის დონეებს უცვლის და ატომებს ვიწროდ გამოჭედვას აიძულებს. პულსარისგან განსხვავებით, მაგნეტარის ღერძის გარშემო დროთა განმავლობაში შენელებადი ბრუნვა, პირდაპირ საკუთარი მაგნიტური ველით არის გამოწვეული, იმდენად მძლავრი ველით, რომ ზედაპირზე ბზარებს და ძვრებს წარმოშობს, რომელიც უკიდურესად მნათობი მილიწამური, მძლავრი გამა-გამოსხივების გამორტყოცნით ვლინდება. მაგნიტური ველით ჩაჭედილი კაშკაშა ელვა ხილულია ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის ხარჯზე, რომელიც განმეორებადი, რბილი გამა-გამოსხივების 5-8 წამის პერიოდით ვლინდება და რამდენიმე წუთი გრძელდება. მძლავრი მაგნიტური ველის წარმოშობა ჯერჯერობით ბოლომდე არ არის გარკვეული. ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად ნეიტრონული ვარსკვლავის ფორმირებისას მაგნიტური ნაკადის კონსერვაცია ხდება. როდესაც ზედაპირს გარკვეული მაგნიტური ნაკადი გააჩნია, ობიექტის ფართობის შემცირების შემთხვევაში, თუ მაგნიტური ნაკადი დაცულია, მაგნიტური ველი იზრდება. ისევე, როგორც ვარსკვლავის კოლაფსირება ბევრად დიდი მაშტაბის მქონე ზედაპირის შეკუმშვით ხდება, ვიდრე მომცრო ნეიტრონულ ვარსკვლავს გააჩნია, მაგნიტური კონსერვაციის შემთხვევაში მძლავრი მაგნიტური ველი წარმოიშობა, თუმცა მარტივი ახსნა, თუ როგორ შეიძლება ნეიტრონული ვარსკვლავი გარშემორტყმული იყოს მძლავრი მაგნიტური ველით, მთლად გასაგებს არ ხდის. ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირის გრავიტაციული ველი 2×1011-ჯერ უფრო ძლიერია, დაახლოებით 2,0×1012 მ/წ2 ვიდრე დედამიწაზე. ასეთი მძლავრი გრავიტაციული ველი გრავიტაციული ლენზირებით მოქმედებს და ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივებულ რადიაციას ისე ღუნავს, რომ ნორმალურ პირობებში უხილავი უკანა ზედაპირი ხილული ხდება. ნეიტრონული ვარსკვლავის ჩამოყალიბებისას, კოლაფსირებადი ვარსკვლავის ნაწილი ენერგიისა და მასის ურთიერთდამოკიდებულების კანონის თანახმად სუპერნოვას შედეგად თავისუფლდება. გრავიტაცია იმდენად დიდია, რომ 12 კმ-ანი რადიუსის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე, 1 მეტრის სიმაღლიდან ობიექტის ვარდნის სიჩქარე, დაახლოებით 1,400 კმ/წ-მდე გაიზრდება თუმცა, დარტყმამდე მოქცევის ძალა სპაგეტიზაციას გამოიწვევს, რომელიც ნებისმიერი სახის ობიექტს არღვევს და ნივთიერების დინებად გარდაქმნის. უზარმაზარი გრავიტაციის გამო, ნეიტრონული ვარსკვლავისა და დედამიწის სივრცე და დროში განლაგება მნიშვნელოვანია. მაგალითად დროის დილაციის ეფექტის გარეშე, რომელის ძალიან სწრაფი ბრუნვის სიჩქარით არის გამოწვეული, ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე გასული 8 წელიწადი შესაძლოა დედამიწაზე 10 წელიწადს გაუტოლდეს. ნეიტრონული ვარსკვლავის რელატიური მდგომარეობა სხვადასხვა მოდელირებისთვის რადიუსის და მასის ურთიერთქმედებას აღწერს. მასისთვის სავარაუდო რადიუსის მინიჩებისთვის, მოდელირების კატეგორიებია გამოყენებული AP4 (უმცირესი რადიუსი) და MS2 (უდიდესი რადიუსი). 2 მზის მასის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავი არ იქნება უფრო კომპაქტური, ვიდრე 10,970 მეტრი რადიუსში (AP4 მოდელი). მასის გრავიტაციული დამაკავშირებელი ენერგია იქნება 0.187, -18.7% (ეგზოთერმული). ეს კი ახლოს არ არის 0.6/2 = 0.3, −30%. ნეიტრონული ვარსკვლავის მდგომარეობის განტოლება ჯერჯერობით უცნობია. სავარაუდოა, რომ თეთრი ჯუჯისგან მნიშვნელოვნად განსხვავდება, რომელიც დეგენერირებული გაზის მდგომარეობას წარმოადგენს და ფარდობითობის სპეციალური თეორია აღწერს თუმცა, ნეიტრონულ ვარსკვლავთან მიმართებაში, მზარდი ეფექტის ზეგავლენით თეორია უგულვებელყოფილი ვერ იქნება. რამდენიმე მდგომარეობის განტოლებაა წარმოდგენილი და ამჟამინდელი კვლევებით, ნეიტრონული ვარსკვლავის პროგნოზირებასთან დაკავშირებით თეორიების ცდა და განსაზღვრა ხდება. სიმკვრივესა და მასას შორის ურთიერთქმედება სრულად არ არის ცნობილი და რადიუსის გასაზღვრის გაურკვევლობას იწვევს მაგალითად, 1.5 მზის მასის მქონე ნეიტრონულ ვარსკვლავს, რადიუსი შესაძლოა 10.7, 11.1, 12.1 ან 15.1 კმ. ჰქონდეს. ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურის გაგება არსებული მათემატიკური მოდელებით და თეორემებით განისაზღვრება, მაგრამ ობიექტის ოსცილაციასთან დაკავშირებით და შემდგომი შესწავლის მიზნით, რამდენიმე წინასწარი დეტალური მოსაზრებების გაკეთებაა შესაძლებელი. ასტროსეისმოლოგია, რომელიც განკუთვნილია ჩვეულებრივი ვარსკვლავების შესასწავლად, შესაძლოა ნეიტრონული ვარსკვლავის შიდა სტრუქტურა, ვარსკვლავური რხევების სპექტრზე დაკვირვების ანალიზით გამოავლინოს. თანამედროვე მოდელირებებით მიჩნეულია, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე არსებული ნივთიერება შედგება ჩვეულებრივი ატომური ბირთვებისგან, რომლებიც გაჯერებულია მყარ ბადისებრ სტრუქტურად და მათ შორის არსებულ ნაპრალებში მდინარე ელექტრონებით. შესაძლოა ზედაპირზე არსებული ბირთვები რკინისაა, რკინის ატომის სუბბირთვულ ნაწილაკთან მაღალი შემაერთებელი ენერგიის ქონის გამო. შესაძლებელია ასევე მძიმე ელემენტები, როგორიცაა რკინა, შთაინთქას ზედაპირში და მხოლოდ მსუბუქი ბირთვები, როგორიცაა ჰელიუმი და წყალბადი დარჩეს. თუ ტემპერატურა 106 კელვინს აღემატება (როგორც ახალგაზრდა პულსარზე), ზედაპირი შესაძლოა თხევადი იყოს. ნეიტრონულ ვარსკვლავზე ატმოსფეროს არსებობა მხოლოდ ჰიპოთეზაა, რომელიც არაუმეტეს რამდენიმე მიკრომეტრი სისქისაა, მისი დინამიკის კონტროლი კი ობიექტის მაგნიტური ველის ზემოქმედებით სრულად ხორციელდება. ატმოსფეროს ქვემოთ არსებული მყარი და გლუვი ზედაპირის უსწორმასწორობა, უკიდურესი გრავიტაციული ველის პირობებში 5 მმ-ს არ აღემატება. ქვევით მიმართული ბირთვი ნეიტრონების მუდმივად მზარდი რაოდენობით გამოირჩევა, რომელიც წარმოუდგენელი წნევის ზემოქმედებით სტაბილური რჩება, მაგრამ დედამიწაზე სწრაფად გაიხრწნებოდა. პროცესის გაგრძელებასთან და გაღრმავებასთან ერთად, თავისუფალი ნეიტრონ-ნივთიერების კონცენტრაცია სწრაფად იზრდება. ობიექტს გააჩნია რეგიონები, სადაც თავისუფალი ელექტრონები და ნეიტრონებია, მძლავრი გრავიტაციისა და წნევის შედეგად ბირთვი მცირდება და მთლიანად ნეიტრონებით გასაზღვრულ წერტილს აღწევს. ერთ-ერთი მოდელირება ბირთვის, როგორც სეპერდენადურ ნეიტრონ-დეგენერატიულ ნივთიერებას აღწერს (უმეტესწილად ნეიტრონები მცირერიცხოვან პროტონებთან და ელექტრონებთან ერთად). შესაძლოა უფრო უცხო ფორმის ნივთიერება არსებობდეს, როგორიც არის დეგენერირებული უცნაური მატერია (უცნაური კვარკები, დამატებით ზედა და გვედა კვარკები), მაღალენერგიული პიონის, კაონის და დამატებით ნეიტრონების შემცველი ან ულტრამკვრივი კვარკ-დეგენერატიული მატერია. ნეიტრონული ვარსკვლავი უმეტესად რადიოტალღური და სხვა ელექტრომაგნიტური რადიაციის გამოსხივებით აღმოაჩინეს, ხოლო პულსირებად ნეიტრონულ ვარსკვლავებს პულსარები უწოდეს. ნავარაუდევია, რომ პულსარის გამოსხივება მაგნიტური პოლუსების მახლობლად ნაწილაკების აჩქარებით არის გამოწვეული, რომელიც აუცილებელი არ არის ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ბრუნვის შესაბამისი იყოს. მაგნიტური პოლუსების გარშემო მძლავრი ელექტროსტატიკური ველი იქმნება და ელექტრონების გამორტყოცნას იწვევს. ელექტრონები ველის ხაზების გასწვრივ მაგნიკურად არის დაჩქარებული, რაც ძლიერ გამრუდებული სიბრტყის მიმართულებით რადიაციის პოლარიზებას იწვევს. მაღალენერგიული ფოტონების დაბალენერგიულ ფოტონებთან ერთიერთქმედებით მაგნიტურ ველმა, შესაძლოა ელექტრონ-პოზიტრონის (დადებითი ელექტრონი) წყვილთწარმოქმნაზე იმოქმედოს, რომლის ანიჰილაცია (განადგურება) ფოტონების უფრო მაღალენერგიულობას იწვევს. იმ შემთხვევაში თუ ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ბრუნვა, მაგნიტური ღერძის მიმართ განსხვავებულია, რადიაციის გამორტყოცნა მაგნიტური ღერძის გასწვრივ ხდება და პულსირებადი გამოსხივება ობიექტის ბრუნვის სიჩქარის შესაბამისად არის ხილული. პულსარებისგან განსხვავებით, აღმოჩენილია პერიოდული რადიაციის გამოვლენის არმქონე ნეიტრონული ვარსკვლავები. ნავარაუდევია, რომ სუპერნოვას ნარჩენის ცენტრში რენტგენული გამოსხივებით დამახასიათებელი კომპაქტური ობიექტი, ახლადჩამოყალიბებული სუსტი რადიოგამოსხივების მქონე იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავია. რადიო-გამოსხივების გარდა, ნეიტრონული ვარსკვლავები ელექტრომაგნიტური სპექტრის სხვა დიაპაზონშიც ვლინდება, რომელიც ხილულ სინათლეს, ინფრაწითელ, ულტრაიისფერს, რენტგენულ და გამა-გამოსხივებას მოიცავს. რენტგენული გამოსხივების მახასიათებელი პულსარები ცნობილია, როგორც აკრეცირებული რენტგენული პულსარები, მაგრამ ხილული სინათლის მიხედვით იდენტიფიცირებულია როგორც ოპტიკური პულსრები. ნეიტრონული ვარსკვლავების ძირითადი რაოდენობა რადიო-გამოსხივებით, ხილული სინათლით, რენტგენული და გამა-გამოსხივებით გამოვლინდა. კიბორჩხალსახის პულსარის გამოსხივება ელექტრომაგნიტური სექტრის მთელ დიაპაზონს მოიცავს, თუმცა არსებობენ ნეიტრონული ვარსკვლავები რადიო-გამოსვივების ემისიის გარეშე. ნეიტრონული ვარსკვლავის საკუთარი ღერძის გარშემო უკიდურესად სწრაფ ბრუნვას იმპულსის მომენტი განაპირობებს, ისევე როგორც მოციგურავის მიერ მკლავების მოკეცვა ბრუნვის სიჩქარის მატებას იწვევს. ახლადჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვა წამში შესაძლოა რამდენიმე ასეულს აღწევდეს. დროთა განმავლობაში ნეიტრონული ვარსკვლავების ბრუნვა, მბრუნავი მაგნიტური ველით გენერირებული რადიაციის ბრუნვის ენერგიაზე ზემოქმედებით ნელდება. ძველ ობიექტებს ღერძის გარშემო ბრუნს შესაძლოა რამდენიმე წამი დაჭირდეთ. სიჩქარის შენელება ნელ-ნელა და თითქმის მუდმივად გრძელდება. პერიოდული დრო (P) ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ერთი ბრუნვის დროს აღნიშნავს. ბრუნვის შენელების სისწრაფის მაჩვენებელი P ˙ {\displaystyle {\dot {P}}} (P-dot) სიმბოლოთია მოცემული, სადაც P დროში უარყოფითად წარმოებულია. პერიოდული დროის, დროის ერთეულებად განსაზღვრა, რომელიც განუზომლად მცირე პერიოდს მოიცავს, მოცემულია როგორც s⋅s−1 (წამის რაოდენობა წამში). ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის შენელების შიხშირე (P-dot) 10−22-დან 10−9-მდე წამში წამის ფარგლებშია. მოკლე პერიოდულობის (ან სწრაფად მბრუნავი) დაკვირვებად ნეიტრონულ ვარსკვლავებს, როგორც წესი მცირე P-Dot გააჩნიათ თუმცა, ობიექტების ბრუნვა დროთა განმავლობაში ნელდება (P იზრდება) და მაჩვენებელი მცირდება (P-dot მცირდება). საბოლოოდ, ბრუნვის სისწრაფე ძალიან ნელია რადიოემისიის მექანიზმის ასამუშავებლად და ნეიტრონული ვარსკვლავი შეუძლებელია აღმოჩენილი იქნას. P და P-dot საშუალებას იძლევა ნეიტრონული ვარსკვლავის სავარაუდო, მინიმალური მაგნიტური ველის განსაძღვრა-შეფასებისთვის. P და P-dot შესაძლოა აგრეთვე გამოყენებულ იქნას პულსარის ასაკობრივი მახასიათებლების გამოსათვლელად, მაგრამ ახლადჩამოყალიბებული პულსარების შემთხვევაში იძლევა შეფასებას, რომელიც გარკვეულწილად ობიექტის ჭეშმარიტ ასაკს აღემატება. P და P-dot-ის ნეიტრონული ვარსკვლავის ინერციის მომენტთან გაერთიანებით, შესაძლოა ეგრეთ წოდებული შენელებადი ნათების სიდიდე დადგინდეს, რომელიც მოცემულია E ˙ {\displaystyle {\dot {E}}} (E-dot) სიმბოლოთი. ეს არ წარმოადგენს ნათების სიდიდის გასნსაზღვრას, არამედ დროში გამოსათვლელ, მბრუნავი ენერგიის დაკარგვის სიჩქარეს, რასაც თვით რადიაცია უზრუნველყოფს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს, სადაც შენელებადი ნათება რეალურ ნათებას ემთხვევა, პულსარებს უწოდებენ, სადაც ბრუნვის ენერგია სიმძლავრის გამოვლენას უზრუნველყოფს. კიბორჩხალსახის პულსარის შესწავლილი ნათება შეესაბამება შენელებად ნათებას, რომელიც მხარს უჭერს იმ მოდელს, რომ მბრუნავი კინეტიკური ენერგია რადიაციას უზრუნველყოფს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებზე როგორიცაა მაგნეტარები, რეალური ნათება, შენელებად ნათებას დაახლოებით 100-ჯერ აღემატება. ნავარაუდევია, რომ ნათება მაგნიტური დისიპაციით არის გამოწვეული. P და P-dot შესაძლოა გამოყენებული იქნას ნეიტრონული ვარსკვლავების P-P-dot დიაგრამის შესადგენად, რომელიც პულსარის რიცხოვნობის, თვისებების უზარმაზარ ინფორმაციას ასახავს და მიმსგავსებულია ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამასთან რაც ნეიტრონული ვარსკვლავებისთვის მნიშვნელოვანია. ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარე შესაძლოა გაიზარდოს, პროცესი ცნობილია როგორც ბრუნვის აჩქარება. ამ ობიექტების საკუთარი ღერძის გარშემო ბრუნვის სიჩქარე, კომპანიონი ვარსკვლავის ნივთიერების მიტაცებით ისე იზრდება, რომ მცირედ ბრტყელი, გაწელილი სფეროსებრი ფორმით ვლინდება. პულსარის შემთხვევაში სიჩქარე წამში 100 ბრუნვამდე იზრდება. ყველაზე სწრაფად მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომლის ბრუნი წამში 716-ს აღწევს ცნობილია, როგორც PSR J1748-2446ad. 2007 წელს ობიექტ XTE J1739-285-თან დაკავშირებით, რენტგენული გამოსხივების რხევების გამოვლენის შესახებ სამეცნიერო მოხსენება გაკეთდა, სადაც არაპირდაპირი გაზომვისას, რხევები 1122 ჰერცს აღწევდა, რაც საფუძველია ვარაუდის, რომ აღნიშნული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნი წამში 1122-ს აღწევს თუმცა, სიგნალის მხოლოდ ერთხელ გამოვლენით, წინასწარი ვარაუდი ვარაუდად რჩება სანამ ვარსკვლავზე სხვა, მსგავსი მოვლენა არ დადასტურდება. ზოგჯერ ნეიტრონული ვარსკვლავი კრახს განიცდის, რომელიც ობიექტის ბრუნვის სიჩქარის უეცარ მატებას წარმოადგენს. ნავარაუდევია, რომ ეს მოვლენა ზედაპირის რყევების შედეგია. ვარსკვლავის ბრუვის სიჩქარის შენელებასთან ერთად ფორმა უფრო სფერული ხდება. ზედაპირის მდგრადობის მოულოდნელი განცალკევება და დარღვევა მიწისძვრის მსგავს ვარსკვლავის ზედაპირის რყევებს წარმოადგენს რის შედეგადაც, ობიექტი მცირე ეკვატურული რადიუსით ვლინდება და ბრუნვის სიჩქარე იმპულსის მომენტის დაცულობით იზრდება. მაგნეტარზე გამოვლენილი ზედაპირის რყევები, რომლის შედეგიც როტაციის უეცარი მატებაა, გამა-გამოსხივების წყაროსთან დაკავშირებით, ცნობილი როგორც განმეორებადი მსუბუქი გამა-გამოსხივება ჰიპოთეზას ამყარებს. ამჟამინდელი კვლევები ცხადყოფს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარის მატებისთვის ზედაპირის რყევებს შესაბამისი ენერგია არ გააჩნიათ არამედ თეორიულად სუპერდენად ბირთვში მოძრავი მეტასტაბილური ენერგიის მდგმარეობის დაქვეითება გამოიმუშავებს ენერგიას, რომელიც ბრუნვის სიხშირის მატებას იწვევს. ასევე ცნობილია მოვლენა, როცა ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიხშირე უეცრად მცირდება. მაგნეტარზე დაფიქსირებული ასეთი შემთხვევა მოიცავდა რენტგენული გამოსხივების 20 ერთეულით გაზრდას და ბრუნვის სიხშირის მნიშვნელოვნად შემცირებას. ირმის ნახტომში და მაგელანის ღრუბელში დღეისათვის დაახლოებით 2000-მდე ნეიტრონული ვარსკვლავია ცნობილი, რომელთა უმრავლესობა რადიოპულსარის სახით გამოვლინდა. ობიექტები ძირითადად ირმის ნახტომის დისკოს გასწვრივ არიან კონცენტრირებული. ნეიტრონული ვარსკვლავების დისკოზე განლაგება მეტწილად პერპენდიკულარულია, რადგან სუპერნოვას აფეთქების პროცესი ახლად ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარეს 400 კმ/წმ-მდე ზრდის. ნეიტრონულ ვარსკვლავთაგან ყველაზე ახლომდებარეა RX J1856.5-3754, დაახლოებით 400 სინათლის წლის მანძილზე. ასევე PSR J0108-1431, რომელიც დაახლოებით 424 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. RX J1856.5-3754 ნეიტრონული ვარსკვლავების მჭიდრო ჯგუფის შემადგენელი ობიექტია, რომელსაც შესანიშნავ (დიდებული) შვიდეულს უწოდებენ. კიდევ ერთი ახლომდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავი პატარა დათვის თანავარსკვლავედის მიმართულებით მდებარეობს. ის კანადელმა და ამერიკელმა მეცნიერებმა ტრანზიტის მეთოდით აღმოაჩინეს და მეტსახელად 1960 წლის მხატვრული ფილმის, „შესანიშნავი შვიდეულის“ (The Magnificent Seven) ბოროტი პერსონაჟის სახელი „კანვერა“ უწოდეს. ცნობილი ნეიტრონული ვარსკვლავების დაახლოებით 5% ბინარულ სისტემას წარმოადგენს. ბინარული სისტემის ჩამოყალიბება და განვითარება შესაძლოა რთული პროცესი იყოს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს კომპანიონობას უმეტესად მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები, წითელი გიგანტები, თეთრი ჯუჯა ან სხვა ნეიტრონული ვარსკვლავები უწევენ. ბინარული სისტემის ევოლუციის თანამედროვე თეორიების მიხედვით, ობიექტის კომპანიონს შესაძლოა შავი ხვრელიც წარმოადგენდეს. გრავიტაციული ტალღების გამოვლენის ძირითადი წყარო შესაძლოა ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის ან შავი ხვრელის და ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმის შედეგი იყოს. ბინარული სისტემა ხშირად რენტგენული გამოსხივების წყაროა, რასაც ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე აკრეცირებული მეზობელი ვარსკვლავის გარე ფენების ცხელი გაზი და ნივთიერება წარმოადგენს. მძლავრი გრავიტაციით მიტაცებული გაზით ობიექტის მასა შესაძლოა იმდენად გაიზარდოს, რომ კოლაფსირდეს და შავ ხვრელად გადაიქცეს. ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთმანეთის გარშემო მოძრაობისას, შეინიშნება გრავიტაციული ტალღების წარმოქმნა. დროთა განმავლობაში ობიექტები ერთმანეთს ერწყმიან და ერთიანდებიან, რაც მოკლე გამა-გამოსხივების წყაროსთვის მოწინავე მოდელს წარმოადგენს. ამ მოდელისთვის უტყუარი მტკიცებულება კილონოვაზე დაკვირვებამ და შესწავლამ უზრუნველყო, რომელიც მოკლე გამა-გამოსხივება GRB 130603B-სთან იყო დაკავშირებული. საბოლოოდ კი ეს დამტკიცდა გრავიტაციული ტალღა GW170817-ითა და GRB 170817A-ით, რაც გრავიტაციული ტალღების ლაზერო-ინტერფერომეტრული ობსერვატორიის (LIGO), ევროპის გრავიტაციული ობსერვატორიის (Virgo) და კიდევ 70 სხვადასხვა ობსერვატორიის მიერ ამ მოვლენის ელექტრომაგნიტურ სპექტრზე დაკვირვებით დამტკიცდა. სარწმუნოა, რომ კილონოვას სინათლე ნეიტრონული ვარსკვლავების შეჯახების შედეგად გამოყოფილი მატერიის რადიოაქტიური დაშლით არის გამოწვეული. სუპერნოვას ნუკლეოსინთეზის თეორიისგან განსხვავებით, შესაძლოა, ეს მატერია რკინის შემდეგ სხვადასხვა ქიმიური ელემენტის წარმოქმნაზე იყოს პასუხისმგებელი. ნეიტრონულ ვარსკვლავს შესაძლოა ორიგინალური, წრიულად მოძრავი, დაჭერილი, ან პლანეტის ფორმირების მეორე ციკლის შედეგად ეგზოპლანეტები გააჩნდეს. პულსარს ვარსკვავის ატმოსფეროს ჩამოშორება შეუძლია, რაც პლანეტარული მასის ნაწილს წარმოადგენს და შესაძლოა ნაგულისხმევი იყოს, როგორც ქტონიური პლანეტა ან ვარსკვლავური ობიექტი. ასეთი პლანეტები შესაძლოა პულსარული დროის მეთოდით გამოვლინდეს, რაც სხვა მეთოდებთან შედარებით პატარა პლანეტების უფრო მაღალი სიზუსტით გამოვლენის საშუალებას იძლევა. 1992-1994 წლებში პირველი ეგზოპლანეტები, დრაუგრი, პოლტერგეისტი და ფობეტორი გამოვლინდა, რომლებიც PSR B1257+12-ის გარშემო მოძრაობდნენ. 2 მთვარის მასის მქონე დრაუგრი ყველაზე პატარა ეგზოპლანეტაა ოდესმე აღმოჩენილთაგან. პულსარული პლანეტები მცირე რაოდენობით ხილულ სინათლეს იღებენ, მაგრამ დიდი ოდენობით იონიზირებადი გამოსხივებისა და მძლავრი ენერგიის მქონე ვარსკვლავური ქარის ზემოქმედებით, არამეგობრული გარემო გააჩნიათ. 1932 წელს ჯეიმზ ჩედვიკის მიერ ნეიტრონული ვარსკვლავის აღმოჩენის შემდეგ 1933 წლის დეკემბერში ამერიკის ფიზიკოსთა საზოგადოების შეხვედრაზე, ვალტერ ბაადემ და ფრიც ცვიკიმ ნეიტრონული ვარსკვლავის არსებობის შესახებ ვარაუდი გამოთქვეს, რომ ჩამოყალიბება ხდება მაშინ, როდესაც მასიური ვარსკვლავის ბირთვი, სუპერნოვას დროს კუმშვის შედეგად კოლაფსირდება და პატარა, მკვრივ ობიექტად გარდაიქმნება რომელიც, მთლიანად ნეიტრონებისგან იქნებოდა შემდგარი. ბაადეს და ცვიკის სწორი ვარაუდის მიხედვით, ნეიტრონული ვარსკვლავის გრავიტაციული ბმის ენერგიის გამოთავისუფლება სუპერნოვას პროცესს უწყობს ხელს, სადაც მასა მოცულობაში ანულირებულია. ვარაუდობდნენ რომ ობიექტების სუსტი ნათებით გამოვლენა სიძნელეებთან იქნებოდა დაკავშირებული, რაზეც დიდი შრომა არ იყო გაწეული, სანამ 1967 წლის ნოემბერში ფრანკო პაჩინის განცხადებით, მძლავრი მაგნიტური ველის პირობებში მბუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავებიდან ელექტრომაგნიტური ტალღები გამოყოფილი იქნებოდა. მალევე რადიოასტრონომმა ენტონი ჰევიშმა და მისმა დამხმარე მკვლევარმა ჯოსელინ ბელმა კემბრიჯში პულსირებადი რადიოგამოსხივების გამოვლენა იმ ობიექტებიდან დააფიქსირეს, რომლებიც ახლა მიჩნეულია, უკიდურესად მაგნეტიზებულ, სწრაფად მბრუნავ ნეიტრონულ ვარსკვლავებად და რომლებიც ცნობილია როგორც პულსარები. 1965 წელს ენტონი ჰევიშმა და სამუელ ოკოიმ კიბორჩხალსახის ნისლეულში მძლავრი რადიოსიკაშკაშე და მაღალი ტემპერატურის უჩვეულო წყარო გამოავლინეს. წყარო 1054 წელს სუპერნოვას აფეთქების შედეგად კიბორჩხალსახის პულსარი აღმოჩნდა. 1967 წელს იოსებ შკლოვსკიმ სკორპიონ X-1- ის რენტგენულ და ოპტიკურ მონაცემებზე დაკვირვებით დაასკვნა, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივება აკრეციის ეტაპზე ხდება. 1967 წელს ჯოსელენ ბელ ბერნელმა და ენტონი ჰევიშმა ობიექტ PSR B1919+21-ზე პულსირებადი რეგულარული რადიოგამოსხივება დააფიქსირეს. პულსარი მოგვიანებით განიხილებოდა როგორც იზოლირებული, მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავი. პულსარის ენერგიის წყაროს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის ენერგია წარმოადგენს. ცნობილი ნეიტრონული ვარსკვლავების უმრავლესობა (2010 წლის მონაცემებით დაახლოებით 2000) რეგულარული პულსირებადი გამოსხივებით პულსარების სახით იქნა აღმოჩენილი. 1971 წელს რიკარდო ჯაკონიმ, ჰერბერტ გურსკიმ, ედ კელოგმა, რ. ლევინსონმა, ე. შრაიერმა და ჰ. თანანაბაუმმა კენტავრის თანავარსკვლავედში 4,8 წამური პულსაციით რენტგენული გამოსხივების წყარო აღმოაჩინეს განმარტებით, რომ ენერგოწყარო გრავიტაციულია და მბრუნავი, ცხელი ნეიტრონული ვარსკვლავი იწვევს მეზობელი ვარსკვლავის ან ვარსკვლავთშორის სივრცეში არსებული გაზის მითვისებას. ობიექტს სახელად კენტავრ X-3 (Centaurus X-3) ეწოდა. 1974 წელს ენტონი ჰევიში ფიზიკაში ნობელის პრემიით, პულსარის აღმოჩენისთვის დაჯილდოვდა იმისდა მიუხედავად, რომ პულსარის აღმოჩენა ჰევიშის კოლეგას, ჯოლისელ ბელის ეკუთვნოდა. 1974 წელს ჯოზეფ ტეილორმა და რასელ ჰალსმა პირველი ბინარული პულსარი, PSR B1913+16 აღმოაჩინეს რომელიც ორი ერთმანეთის გარშემო მოძრავი ნეიტრონული ვარსკვლავისგან შედგებოდა (ერთი პულსარის სახით). აინშტაინის ფარდობითობის ზოგადი თეორიის მიხედვით, მასიური ობიექტების მოკლე ბინარულ ორბიტაზე მოძრაობამ, გრავიტაციული ტალღები უნდა გამოყოს შესაბამისად, მათი ორბიტა დროთა განმავლობაში უნდა დაიშალოს და განადგურდეს. ორბიტაზე თეორიის გავლენა დამტკიცდა და 1993 წელს ტეილორმა და ჰალსმა ბინარული პულსარის აღმოჩენისთვის ფიზიკაში ნობელის პრემიით დაჯილდოვდნენ. 1982 წელს დონალდ ბაქერმა კოლეგებთან თანამშრომლობით პირველი მილიწამური პულსარი PSR B1937+21 აღმოაჩინა. ობიექტის ბრუნი წამში 642-ს აღწევს. მოგვიანებით მრავალი მილიწამური პულსარი იქნა აღმოჩენილი. 24 წლის განმავლობაში PSR B1937+21 ყველაზე სწრაფად მბრუნავი ცნობილი პულსარი იყო PSR J1748-2446ad-ის აღმოჩენამდე, რომლის ბრუნი წამში 700-ზე მეტია. 2003 წელს მარტა ბურგეიმ და კოლეგებმა პირველი ორმაგი ნეიტრონული ვარსკვლავური სისტემა აღმოაჩინეს, სადაც ორივე ობიექტი პულსარის სახით გამოვლინდა და სახელად PSR J0737-3039 მიენიჭა. 2010 წელს პოლ დიმორესტმა და კოლეგებმა მილიწამური პულსარი, PSR J1614-2230-ის მასა შაპიროს ეფექტით გაზომეს, რაც 1,97 ± 0,04 მზის მასას შეადგენდა. მანამდე გაზომილ ობიექტების მასებს შორის ყველაზე მაღალი. 2013 წელს ჯონ ანტონიადისმა და კოლეგებმა თეთრი ჯუჯა სპექტროსკოპიით ობიექტ PSR J0348 + 0432-ის მასა გაზომეს, რაც 2,01 ± 0,04 მზის მასას შეადგენდა. ეს სხვა მეთოდის გამოყენებით მასიური ნეიტრონული ვარსკვლავების არსებობის დადასტურება იყო. მასიური ობიექტების გამოყენებით ფარდობითობის ზოგადი თეორიის ანალიზი და ექსპერიმენტი პირველად გახდა შესაძლებელი. 2017 წლის აგვისტოში ლიგომ და ვირგომ, ნეიტრონული ვარსკვლავების შეჯახებით გამოწვეული გრავიტაციული ტალღები პირველად გამოავლინა. ნეიტრონული ვარსკვლავი. იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი. პულსარი ბრუნვის ენერგიით. ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც პულსირებად რადიაციას რეგულარული ინტერვალით გამოსცემენ. მოკლეპერიოდული მბრუნავი რადიოპულსარი. ნავარაუდევია, რომ უფრო ცვალებადი ინტესივობის პულსირებადი გამოსხივების მქონე პულსარებია, ვიდრე უმეტესი ცნობილი ჩვეულებრივი პულსარები. მაგნეტარი. ნეიტრონული ვარსკვლავი უკიდურესად ძლიერი მაგნიტური ველით (1000-ჯერ მეტი ვიდრე რეგულარული ნეიტრონული ვარსკვლავი) და ხანგრძლივი როტაციის პერიოდულობით (5-დან 12 წამამდე). მსუბუქი გამა-გამოსხივების მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავი. ანომალური რენტგენული პულსარი. ნეიტრონული ვარსკვლავი რადიოგამოსხივების გარეშე. იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი რენტგენული გამოსხივების გარეშე. სუპერნოვას ნარჩენების ცენტრში მდებარე ობიექტი. ახალგაზრდა რადიო და რენტგენული პულსირებადი გამოსხივების გარეშე. იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი სუპერნოვას ნარჩენებით გარშემორტყმული. რენტგენული პულსარები ან აკრეცირებული პულსარები. რენტგენული ბინარული სისტემების კლასი. ბინარული სისტემის დაბალი მასის მქონე რენტგენულლი პულსარები, რომლებსაც კომპანიონობას მთავარი მიმდევრობის, თეთრი ჯუჯა ან წითელი გიგანტი ვარსკვლავები უწევენ. მილიწამური პულსარი (რეციკლირებული პულსარი). სუბ-მილიწამური პულსარი. რენტგენული გამოსხივების პულსარი. ბინარულ სისტემაში მდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავი დაბალი მასის მქონე კომპანიონთან, საიდანაც მატერიის აკრეციის გზით ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირიდან ენერგიის არარეგულარული ამოფრქვევა ხდება. ბინარული სისტემის საშუალო მასის მქონე რენტგენული პულსარი. რენტგენული ბინარული სისტემის საშუალო მასის მქონე პულსარების კლასი. პულსარი საშუალო მასის მქონე ვარსკვლავთან ერთად. ბინარული სისტემის მაღალი მასის მქონე რენტგენული პულსარი. რენტგენული ბინარული სისტემის მაღალი მასის მქონე პულსარების კლასი. პულსარი მაღალი მასის მქონე ვარსკვლავთან ერთად. ბინარული პულსარები. პულსარები უმეტესად თეთრი ჯუჯა ან ნეიტრონულ ვარსკვლავთან ერთად. თეორიზებული კომპაქტური ვარსკვლავები მსგავსი თვისებებით. პროტონეიტრონული ვარსკვლავი (თეორიზებული). ეგზოტიკური ვარსკვლავი. კვარკული ვარსკვლავი. ჰიპოთეტური ტიპის ნეიტრონული ვარსკვლავი შედგება კვარკული ან უცნაური მატერიისგან. 2018 წლის მონაცემებით ასეთი 3 კანდიდატია. ელექტრულად სუსტი ვარსკვლავი. ჰიპოთეტური ტიპის უკიდურესად მძიმე ნეიტრონული ვარსკვლავი, სადაც კვარკები ელექტრულად სუსტი ძალით ლეპტონებად გარდაიქმნება, მაგრამ გრავიტაციულ კოლაფსს რადიაციის წნევა უშლის ხელს. 2018 წლის მონაცემებით მსგავსი ობიექტების არსებობა არ არის დადასტურებული. პრეონული ვარსკვლავი. ჰიპოთეტური ტიპის ნეიტრონული ვარსკვლავი შედგება პრეონული მატერიისგან. 2018 წლის მონაცემებით პრეონული მატერიის ობიექტების არსებობა არ არის დადასტურებული. Introduction to neutron stars Neutron Stars for Undergraduates and its Errata დაარქივებული 2009-01-14 საიტზე Wayback Machine. ↑ A neutron star's density increases as its mass increases, and its radius decreases non-linearly. (archived image: NASA mass radius graph) A newer page is here: RXTE Discovers Kilohertz Quasiperiodic Oscillations. NASA. ციტირების თარიღი: 17 February 2016. (specifically the image [1]) ↑ 7017370000000000000♠3.7×1017 kg/m3 derives from mass 7030268000000000000♠2.68×1030 kg / volume of star of radius 12 km; 7017590000000000000♠5.9×1017 kg/m3 derives from mass 7030420000000000000♠4.2×1030 kg per volume of star radius 11.9 km ↑ The average density of material in a neutron star of radius 10 km is 7018110000000000000♠1.1×1012 kg/cm3. Therefore, 5 ml of such material is 7012550000000000000♠5.5×1012 kg, or 5 500 000 000 metric tons. This is about 15 times the total mass of the human world population. Alternatively, 5 ml from a neutron star of radius 20 km radius (average density 7016835000000000000♠8.35×1010 kg/cm3) has a mass of about 400 million metric tons, or about the mass of all humans. The gravitational field is ca. 7011200000000000000♠2×1011g or ca. 7012200000000000000♠2×1012 N/kg. Moon weight is calculated at 1g. ↑ Glendenning, Norman K. (2012) Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity, illustrated, Springer Science & Business Media, გვ. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3.  ↑ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009) Astronomy: The Solar System and Beyond, 6th, Cengage Learning, გვ. 339. ISBN 978-0-495-56203-0.  ↑ Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1.  ↑ Neutron star mass measurements ↑ NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-11-09. ციტირების თარიღი: 2018-07-17. ↑ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 0-387-33543-9.  ↑ https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html ↑ http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/ ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al. (2006). „A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz“. Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337. Bibcode:2006Sci...311.1901H. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486. ↑ Naeye, Robert (2006-01-13). „Spinning Pulsar Smashes Record“. Sky & Telescope. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2007-12-29. ციტირების თარიღი: 2008-01-18. ↑ Camenzind, Max (24 February 2007) Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media, გვ. 269. ISBN 978-3-540-49912-1.  ↑ Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). „Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters“. The Astrophysical Journal. 545 (2): 127–129. arXiv:astro-ph/0010225. Bibcode:2000ApJ...545L.127Z. doi:10.1086/317889. ↑ Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard; Howard; Adhikari, R. X.; Huang-Wei (2017). „Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger“. The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L12. arXiv:1710.05833. Bibcode:2017ApJ...848L..12A. doi:10.3847/2041-8213/aa91c9. ციტირების თარიღი: 16 October 2017. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo (2006) The Birth of Stars and Planets, illustrated, Cambridge University Press, გვ. 207. ISBN 978-0-521-80105-8.  ↑ Özel, Feryal; Psaltis, Dimitrios; Narayan, Ramesh; Santos Villarreal, Antonio (September 2012). „On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars“. The Astrophysical Journal. 757 (1): 13. arXiv:1201.1006. Bibcode:2012ApJ...757...55O. doi:10.1088/0004-637X/757/1/55. ↑ Chamel, N.; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L.; Fantina, A. F. (19 November 2013). „On the Maximum Mass of Neutron Stars“. International Journal of Modern Physics. 1 (28): 1330018. arXiv:1307.3995. Bibcode:2013IJMPE..2230018C. doi:10.1142/S021830131330018X. ↑ [2], a თარგი:Solar mass star will collapse into a black hole. ↑ 18.0 18.1 18.2 Introduction to neutron stars. ციტირების თარიღი: 2007-11-11. ↑ Calculating a Neutron Star's Density. ციტირების თარიღი: 2006-03-11. NB 3თარგი:E-sp kg/m3 is 7017300000000000000♠3×1014 g/cm3 ↑ Ozel, Feryal; Freire, Paulo (2016). „Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars“. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 54 (1): 401–440. arXiv:1603.02698. Bibcode:2016ARA&A..54..401O. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023322. ↑ 21.0 21.1 21.2 21.3 21.4 Reisenegger, A.. Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields. Universidade Federal do Rio Grande do Sul. ციტირების თარიღი: 21 March 2016. ↑ McGill SGR/AXP Online Catalog. ციტირების თარიღი: 2 Jan 2014. ↑ Kouveliotou, Chryssa; Duncan, Robert C.; Thompson, Christopher (February 2003). „Magnetars“. Scientific American. ციტირების თარიღი: 21 March 2016. ↑ Kaspi, V. M.; Gavriil, F. P. (2004). „(Anomalous) X-ray Pulsars“. Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 132: 456–465. arXiv:astro-ph/0402176. Bibcode:2004NuPhS.132..456K. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080. ↑ Magnetic energy density for a field B is U = B2/2μ0 per Eric Weisstein's World of Physics. Substituting B = 108 T, U = 7021400000000000000♠4×1021 J/m3. Dividing by c2 one obtains the equivalent mass density of 7004445000000000000♠44500 kg/m3, which exceeds the standard temperature and pressure density of all known materials, cf. 7004225900000000000♠22590 kg/m3 for osmium, the densest stable element. ↑ Duncan, Robert C.. (March 2003) 'Magnetars', soft gamma repeaters & very strong magnetic fields. ციტირების თარიღი: 2018-04-17. ↑ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004) An Introduction to the Sun and Stars, illustrated, Cambridge University Press, გვ. 322. ISBN 978-0-521-54622-5.  ↑ Zahn, Corvin. (1990-10-09) Tempolimit Lichtgeschwindigkeit German. ციტატა: „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)“ ციტირების თარიღი: 2009-10-09. ↑ Peligroso lugar para jugar tenis Spanish. ციტირების თარიღი: 3 June 2016. ↑ Marcia Bartusiak (2015). Black Hole: How an Idea Abandoned by Newtonians, Hated by Einstein, and Gambled on by Hawking Became Loved. Yale University Press, გვ. 130. ISBN 978-0-300-21363-8.  ↑ Neutron Star Masses and Radii დაარქივებული 2011-12-17 საიტზე Wayback Machine. , p. 9/20, bottom ↑ 32.0 32.1 NASA. Neutron Star Equation of State Science Retrieved 2011-09-26 დაარქივებული February 20, 2013, საიტზე Wayback Machine. ↑ 33.0 33.1 33.2 Beskin, V. S.; (1999); Radiopulsars, УФН. T. 169, №11, p. 1173-1174 ↑ neutron star ↑ 35.00 35.01 35.02 35.03 35.04 35.05 35.06 35.07 35.08 35.09 Condon, J. J.; Ransom, S. M.. Pulsar Properties (Essential radio Astronomy). National Radio Astronomy Observatory. ციტირების თარიღი: 24 March 2016. ↑ Klochkov, D.; Puehlhofer, G.; Suleimanov, V.; Simon, S.; Werner, K.; Santangelo, A. (2013). „A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6–0.7 with a carbon atmosphere“. Astronomy & Astrophysics. 556: A41. arXiv:1307.1230. Bibcode:2013A&A...556A..41K. doi:10.1051/0004-6361/201321740. ↑ 37.0 37.1 37.2 37.3 37.4 37.5 De Luca, Andrea (2008). „Central Compact Objects in Supernova Remnants“. AIP Conference Proceedings. 983: 311–319. arXiv:0712.2209. CiteSeerX 10.1.1.769.699. doi:10.1063/1.2900173. ↑ 38.0 38.1 38.2 38.3 38.4 Pavlov, George. X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars. pulsarastronomy.net. ციტირების თარიღი: 6 April 2016. ↑ 39.0 39.1 7. Pulsars at Other Wavelengths. Jodrell Bank Centre for Astrophysics. ციტირების თარიღი: 6 April 2016. ↑ Brazier, K. T. S. & Johnston, S. (August 2013). „The implications of radio-quiet neutron stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 305 (3): 671. arXiv:astro-ph/9803176. Bibcode:1999MNRAS.305..671B. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x. დამოწმება იყენებს მოძველებულ პარამეტრს |lastauthoramp= (დახმარება) ↑ Zhang, B.. Spin-Down Power of Magnetars. Universidade Federal do Rio Grande do Sul. ციტირების თარიღი: 24 March 2016. ↑ Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2006). „A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz“. Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337. Bibcode:2006Sci...311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486. ↑ Kaaret, P.; Prieskorn, Z.; Zand, J. J. M. in 't; Brandt, S.; Lund, N.; Mereghetti, S.; Götz, D.; Kuulkers, E.; Tomsick, J. A. (2007). „Evidence of 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285“. The Astrophysical Journal. 657 (2): L97–L100. arXiv:astro-ph/0611716. Bibcode:2007ApJ...657L..97K. doi:10.1086/513270. ISSN 0004-637X. ↑ Kouveliotou, C.; Duncan, R. C.; Thompson, C.; (February 2003); "Magnetars Magnetars", Scientific American ↑ Posselt, B.; Neuhäuser, R.; Haberl, F. (March 2009). „Searching for substellar companions of young isolated neutron stars“. Astronomy and Astrophysics. 496 (2): 533–545. arXiv:0811.0398. Bibcode:2009A&A...496..533P. doi:10.1051/0004-6361/200810156. ↑ Tauris & van den Heuvel; (2006); in Compact Stellar X-ray Sources, Eds. Lewin and van der Klis, Cambridge University Press http://adsabs.harvard.edu/abs/2006csxs.book..623T ↑ Compact Stellar X-ray Sources (2006), Eds. Lewin and van der Klis, Cambridge University Press ↑ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (15 February 1982). „A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16“. The Astrophysical Journal. 253: 908. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690. ↑ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (15 February 1982). „A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16“. The Astrophysical Journal. 253: 908. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690. ↑ Cho, Adrian (16 October 2017). „Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show“. Science. ციტირების თარიღი: 16 October 2017. ↑ Overbye, Dennis (16 October 2017). „LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time“. The New York Times. ციტირების თარიღი: 16 October 2017. ↑ Casttelvecchi, Davide (25 August 2017). „Rumours swell over new kind of gravitational-wave sighting“. Nature News. doi:10.1038/nature.2017.22482. ციტირების თარიღი: 27 August 2017. ↑ Abbott, B. P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration) (16 October 2017). „GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral“. Physical Review Letters. 119 (16): 161101. arXiv:1710.05832. Bibcode:2017PhRvL.119p1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID 29099225. ↑ Urry, Meg. (July 20, 2013) Gold comes from stars. CNN. ↑ Chadwick, James (1932). „On the possible existence of a neutron“. Nature. 129 (3252): 312. Bibcode:1932Natur.129Q.312C. doi:10.1038/129312a0. ↑ Hewish, A. & Okoye, S. E. (1965). „Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula“. Nature. 207 (4992): 59–60. Bibcode:1965Natur.207...59H. doi:10.1038/207059a0. დამოწმება იყენებს მოძველებულ პარამეტრს |last-author-amp= (დახმარება) ↑ Shklovsky, I. S. (April 1967). „On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1“. Astrophysical Journal. 148 (1): L1–L4. Bibcode:1967ApJ...148L...1S. doi:10.1086/180001. ↑ Ghosh, Pranab (2007) Rotation and Accretion Powered Pulsars, illustrated, World Scientific, გვ. 8. ISBN 978-981-02-4744-7.  ↑ Lang, Kenneth (2007) A Companion to Astronomy and Astrophysics: Chronology and Glossary with Data Tables, illustrated, Springer Science & Business Media, გვ. 82. ISBN 978-0-387-33367-0.  ↑ Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007) Neutron Stars 1: Equation of State and Structure, illustrated, Springer Science & Business Media, გვ. 474. ISBN 978-0-387-47301-7.  ↑ Graham-Smith, Francis (2006) Pulsar Astronomy, illustrated, Cambridge University Press, გვ. 11. ISBN 978-0-521-83954-9.  ↑ Ghosh, Pranab (2007) Rotation and Accretion Powered Pulsars, illustrated, World Scientific, გვ. 281. ISBN 978-981-02-4744-7.  ↑ Demorest, Paul B.; Pennucci, T.; Ransom, S. M.; Roberts, M. S.; Hessels, J. W. (2010). „A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay“. Nature. 467 (7319): 1081–1083. arXiv:1010.5788. Bibcode:2010Natur.467.1081D. doi:10.1038/nature09466. PMID 20981094. ↑ Antoniadis, John (2012). „A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary“. Science. 340 (6131): 1233232. arXiv:1304.6875. Bibcode:2013Sci...340..448A. CiteSeerX 10.1.1.769.4180. doi:10.1126/science.1233232. PMID 23620056. ↑ Burtnyk, Kimberly M.. (16 October 2017) LIGO Detection of Colliding Neutron Stars Spawns Global Effort to Study the Rare Event. ციტირების თარიღი: 17 November 2017. ↑ Mereghetti, Sandro (April 2010). „X-ray emission from isolated neutron stars“, High-Energy Emission from Pulsars and their Systems, Astrophysics and Space Science Proceedings, გვ. 345–363. DOI:10.1007/978-3-642-17251-9_29. ISBN 978-3-642-17250-2.  ↑ Pavlov, George; Zavlin, Slava; Sanwal, Divas; Kargaltsev, Oleg; Romani, Roger. Thermal Radiation from Isolated Neutron Stars. SLAC National Accelerator Laboratory. ციტირების თარიღი: 28 April 2016. ↑ Nakamura, T. (1989). „Binary Sub-Millisecond Pulsar and Rotating Core Collapse Model for SN1987A“. Progress of Theoretical Physics. 81 (5): 1006–1020. Bibcode:1989PThPh..81.1006N. doi:10.1143/PTP.81.1006. ↑ Thompson, Todd A.; Neutrino-Driven Protoneutron Star Winds