Нейтронна зоря

Нейтронна зоря — зоря на завершальному етапі своєї еволюції, що не має внутрішніх джерел енергії та складається переважно з нейтронів, які перебувають у стані виродженого фермі-газу, із невеликою домішкою інших частинок. Густина такого об'єкта сумірна з густиною атомного ядра^[1] і з усіх зоряних об'єктів поступається хіба що густинам чорних дір^[2]. Нейтронні зорі виникають внаслідок гравітаційного колапсу ядер зір з початковими масами від 8-10 до приблизно 25-30 M_☉^[3] (легші зорі в кінці свого життя утворюють білі карлики, а важчі — чорні діри). Формування нейтронної зорі супроводжується вибухом наднової. Радіус нейтронних зір становить порядку 10 км, а маса — близько 1,4 маси Сонця (M_☉)^[4].

Вважають, що в Чумацькому Шляху існує близько мільярда нейтронних зір^[5] і щонайменше кілька сотень мільйонів — за оцінками, отриманими на основі кількості зір, що пережили вибухи наднових^[6]. Однак багато з них існують уже дуже давно й значно охололи. Спочатку вважали, що через слабке випромінювання нейтронні зорі буде важко виявити. Проте згодом з'ясувалося, що зорі, які обертаються, випромінюють радіацію. Більшість виявлених нейтронних зір є пульсарами або входять до складу подвійних систем.

Нейтронні зорі в подвійних системах із зорями головної послідовності можуть притягувати газ від свого компаньйона — цей процес називають акрецією. Такі подвійні системи продовжують еволюціонувати, і багато компаньйонів зрештою стають компактними об'єктами, наприклад білими карликами або самими нейтронними зорями, хоча можливі й інші сценарії, зокрема повне руйнування компаньйона внаслідок абляції або зіткнення.

Дослідження систем нейтронних зір має ключове значення для гравітаційно-хвильової астрономії. Злиття подвійних нейтронних зір породжує гравітаційні хвилі, кілонові^[7] й короткі гамма-спалахи^[8]. Пульсар Галса — Тейлора, система з двох нейтронних зір, дав перше непряме свідчення існування гравітаційних хвиль, а зафіксована 2017 року обсерваторіями LIGO й Virgo подія GW170817 стала першим прямим виявленням гравітаційних хвиль від злиття нейтронних зір^[9].

1931 року, ще до відкриття нейтрона, Лев Ландау обговорював існування надкомпактних зір, у яких «атомні ядра входять у тісний контакт, утворюючи одне гігантське ядро»^[10], що, однак, було б не зовсім коректно вважати теоретичним передбаченням нейтронних зір^[11]. 1932 року Джеймс Чедвік відкрив нейтрон^[12], а вже в грудні 1933 року Вальтер Бааде та Фріц Цвіккі на засіданні Американського фізичного товариства запропонували існування нейтронних зір (матеріали конференції опубліковано в січні 1934 року^[13]). Намагаючись пояснити походження наднових, вони висловили припущення, що під час вибухів наднових звичайні зорі перетворюються на зорі, які складаються з надзвичайно щільно упакованих нейтронів, і назвали їх нейтронними зорями. Бааде й Цвіккі правильно припустили, що джерелом енергії наднових є вивільнення гравітаційної енергії зв'язку нейтронних зір: «У процесі наднової маса у великих масштабах анігілює».

Нейтронні зорі вважали надто тьмяними для виявлення, тому до листопада 1967 року їм приділяли мало уваги, аж поки Франко Пачіні не зазначив, що якщо нейтронні зорі обертаються й мають сильні магнітні поля, то вони повинні випромінювати електромагнітні хвилі. Незалежно від нього радіоастроном Ентоні Г'юїш та його аспірантка Джоселін Белл Бернелл у Кембриджі невдовзі виявили радіоімпульси від зір пульсарів. Пульсар Крабоподібної туманності Ентоні Г'юїш і Самуель Окоє спостерігали ще 1965 року як «незвичайне джерело радіовипромінювання з високою яскравісною температурою»^[14], але лише 1968 року Річард Лавлейс і його колеги за допомогою обсерваторії Аресібо відкрили період його пульсацій ${\displaystyle P\!\approx 33}$ мс^[15][16]. Після цього відкриття вчені дійшли висновку, що пульсари є швидко обертовими нейтронними зорями^[17]. 1974 року Ентоні Г'юїш отримав Нобелівську премію з фізики «за вирішальну роль у відкритті пульсарів» без Джоселін Белл Бернелл, яка брала участь у відкритті^[18].

1967 року Йосип Шкловський дослідив рентгенівські та оптичні спостереження Скорпіона X-1 і правильно дійшов висновку, що випромінювання походить від нейтронної зорі на стадії акреції^[19]. У 1971 році Ріккардо Джакконі й співавтори відкрили пульсації з періодом 4,8 секунди у рентгенівському джерелі Центавр X-3^[20], пояснивши його світність акрецією газу на поверхню нейтронної зорі. 1982 року Дональд Бекер та його колеги відкрили перший мілісекундний пульсар, PSR B1937+21^[21]. Його висока частота обертання, 642 оберти на секунду, наклала фундаментальні обмеження на масу й радіус нейтронних зір. Пізніше астрономи відкрили багато інших мілісекундних пульсарів, однак PSR B1937+21 залишався найшвидше відомим пульсаром протягом 24 років, аж до відкриття PSR J1748-2446ad (який обертається приблизно 716 разів на секунду). У 2010 році Пол Деморест і його колеги за допомогою ефекту Шапіро виміряли рекордно високу масу мілісекундного пульсара PSR J1614−2230, 1,97±0,04 M_☉^[22], що наклало суворі обмеження на моделі внутрішньої будови нейтронних зір. А 2013 року Джон Антоніадіс та його колеги за допомогою спектроскопії білого карлика виміряли масу PSR J0348+0432, 2,01±0,04 M_☉^[23], підтвердивши іншим методом існування настільки масивних нейтронних зір.

Нейтронні зорі допомогли здійснити кілька важливих відкриттів у загаліній теорії відносності. 1974 року Джозеф Тейлор і Рассел Галс відкрили перший подвійний пульсар — PSR B1913+16, який складається з двох нейтронних зір (одна з яких спостерігається як пульсар), що обертаються навколо спільного центра мас. Спостереження скорочення з часом періоду обертання цієї подвійної системи дало перше непряме підтвердження існування гравітаційних хвиль, принісши Тейлору й Галсу Нобелівську премію з фізики 1993 року^[24]. У 2003 році Марта Бургай та її колеги відкрили першу подвійну систему нейтронних зір, у якій обидва компоненти спостерігаються як пульсари — PSR J0737−3039^[25]. Ця система дала змогу перевірити загальну теорію відносності зі ще вищою точністю. У серпні 2017 року обсерваторії LIGO та Virgo вперше зареєстрували гравітаційні хвилі, породжені зіткненням нейтронних зір (GW170817)^[26]. А 2023 року за допомогою масиву таймінгу пульсарів вдалося вперше зареєструвати гравітаційно-хвильовий фон.

Будь-яка зоря головної послідовності з початковою масою понад 8 M_☉ потенційно може стати нейтронною зорею. У процесі еволюції зорі після сходження з головної послідовності зоряний нуклеосинтез утворює ядро, багате на залізо. Коли все ядерне паливо в ядрі вичерпується, його може підтримувати лише тиск виродження. Подальше накопичення маси внаслідок горіння в оболонках змушує ядро перевищити межу Чандрасекара. Тиск виродженого електронного газу вже не може протидіяти стисканню, і ядро продовжує колапсувати, через що температура зростає до понад 5×10⁹ K. За таких температур відбувається фотодезінтеграція — розпад ядер заліза на альфа-частинки під дією високоенергетичних гамма-променів. Коли температура ядра продовжує зростати, електрони й протони через електронне захоплення об'єднуються в нейтрони, вивільняючи потужний потік нейтрино. Коли густина досягає ядерної густини 4×10¹⁷ кг/м³, поєднання відштовхування завдяки сильній взаємодії та тиску виродження нейтронів зупиняє стискання^[27]. Стискання зовнішньої оболонки зорі припиняється, і потік нейтрино, що виник під час утворення нейтронів, швидко викидає її назовні, спричиняючи вибух наднової й залишаючи після себе нейтронну зорю. Однак якщо маса залишку перевищує приблизно 3 M_☉, він перетворюється на чорну діру^[28]. Спостереження гравітаційних хвиль від злиття нейтронних зір GW170817, яке, як вважають, невдовзі після цього породило чорну діру, уточнили оцінку граничної маси до приблизно ~2.17 M_☉^[29].

Коли ядро масивної зорі стискається під час вибуху наднової типу II, типу Ib або типу Ic і колапсує в нейтронну зорю, воно зберігає більшу частину свого моменту імпульсу. Оскільки радіус нейтронної зорі набагато менший за радіус батьківської зорі (а отже, її момент інерції різко зменшується), вона формується з дуже великою швидкістю обертання, а потім протягом дуже тривалого часу поступово сповільнюється. Відомі нейтронні зорі з періодами обертання приблизно від 1,4 мс до 30 с. Густина нейтронної зорі також зумовлює надзвичайно високу поверхневу гравітацію — типові значення лежать у межах від 10¹² до 10¹³ м/с^2[30]. Одним із проявів такої великої гравітації є те, що друга космічна швидкість для нейтронних зір перевищує половину швидкості світла^[31] Гравітація нейтронної зорі прискорює речовину, що падає на неї, до колосальних швидкостей, а припливні сили поблизу поверхні можуть спричиняти спагетіфікацію^[31].

Сучасне розуміння будови нейтронних зір ґрунтується на математичних моделях, однак деякі подробиці можна з'ясувати завдяки дослідженням коливань нейтронних зір методами астросейсмології^[30]. У земних умовах поки що неможливо відтворити стан речовини всередині нейтронних зір^[1].

Сучасні моделі припускають, що речовина на поверхні нейтронної зорі складається зі звичайних атомних ядер, стиснених у тверду ґратку, занурену в море електронів. Ймовірно, ядра на поверхні складаються з заліза через його високу енергія зв'язку на нуклон^[32]. Також можливо, що важкі елементи, такі як залізо, просто занурюються під поверхню, залишаючи лише легкі ядра, наприклад гелій і водень^[32]. Якщо температура поверхні перевищує 10⁶ K (як у випадку молодого пульсара), поверхня має бути рідкою, а не твердою, як у холодніших нейтронних зір (з температурою < 10⁶ K)^[32].

Зовнішні шари нейтронної зорі складаються з атмосфери заввишки від кількох міліметрів до сантиметрів, яка плавно переходить в «океан» кулонівської рідини з глибиною від кількох метрів до десятків метрів. Їхню динаміку визначають період обертання нейтронної зорі та її магнітне поле^[33][34]. Під океаном лежить тверда кора. Через надзвичайно сильне гравітаційне поле ця кора є дуже твердою та майже ідеально гладкою (максимальні нерівності поверхні мають порядок міліметрів або менше)^[35][36].

З глибиною кількість нейтронів у ядрах зростає; на Землі такі ядра швидко розпалися б, однак у нейтронній зорі їх стабілізує колосальний тиск. Зі збільшенням глибини посилюється відрив нейтронів, і концентрація вільних нейтронів стрімко зростає.

У нейтронних зорях відрив нейтронів є точкою переходу, коли ядра стають настільки багатими на нейтрони, що вже не можуть утримувати додаткові нейтрони, через що формується море вільних нейтронів. Це море створює додатковий тиск, який підтримує структурну цілісність зорі та запобігає гравітаційному колапсу. Відрив нейтронів відбувається у внутрішній корі нейтронної зорі й починається тоді, коли густина стає настільки великою, що ядра більше не можуть утримувати додаткові нейтрони^[37].

На початку відриву нейтронів тиск нейтронів, електронів і сумарний тиск у зорі приблизно однакові. У міру зростання густини нейтронної зорі ядра руйнуються, і тиск нейтронів починає домінувати. Коли густина досягає значення, за якого ядра торкаються й зливаються, утворюється рідина з нейтронів із домішкою електронів і протонів. Цей перехід і є відривом нейтронів — моментом, коли головним джерелом тиску в нейтронній зорі стають не вироджені електрони, а нейтрони.

За дуже високих густин головною силою стає нейтронний тиск, що утримує зорю від колапсу; при цьому нейтрони залишаються нерелятивістськими (рухаються зі швидкостями, значно меншими за швидкість світла) й надзвичайно стисненими. Однак за ще вищих густин нейтрони починають рухатися з релятивістськими швидкостями (близькими до швидкості світла). Такі швидкості суттєво збільшують загальний тиск у зорі, змінюючи її стан рівноваги й потенційно приводячи до утворення екзотичних станів речовини.

У цій області містяться ядра, вільні електрони та вільні нейтрони. Ядра стають дедалі меншими (оскільки тиск, спричинений гравітацією, переважає сильну взаємодію), аж поки не досягається ядро зорі — область, де переважають нейтрони. Очікувану послідовність фаз ядерної речовини у внутрішній корі описують терміном «ядерні макарони»: зі зростанням тиску порожнин стає менше, а структури — більшими^[38]. Склад надщільної речовини в ядрі залишається невизначеним. Одна з моделей описує ядро як надплинну нейтронно-вироджену речовину (переважно нейтрони з невеликою домішкою протонів і електронів). Можливі й екзотичніші форми речовини, зокрема вироджена дивна матерія (яка містить дивні кварки поряд з u- та d-кварками), речовина з високоенергетичними піонами та каонами на додачу до нейтронів^[30], або надщільна вироджена кваркова речовина.

Атмосферою є тонкий шар плазми, в якому формується спектр теплового електромагнітного випромінювання зорі. Товщина атмосфери варіюється від декількох сантиметрів у гарячих нейтронних зір (${\displaystyle T_{eff}=10^{6,5}K}$) до декількох міліметрів у холодних (${\displaystyle T_{eff}=10^{5,5}K}$). Дуже холодні зорі, а також зорі з дуже сильним магнітним полем, можуть бути зовсім без атмосфери й мати тверду або рідку конденсовану поверхню. У більшості випадків густина в атмосфері зростає з глибиною поступово. Найглибші шари атмосфери можуть мати густину ${\displaystyle \rho =10^{-4}-10^{6}}$г/см³ залежно від магнітного поля, температури, прискорення вільного падіння й хімічного складу поверхні. Наявність в атмосфері атомів, молекул та іонів в зв'язаному стані суттєво змінює параметри електромагнітного випромінювання, тобто, впливає на спектр.

Зовнішня оболонка (зовнішня кора) має товщину декількох сотень метрів і простягається від атмосфери до шару з густиною ${\displaystyle \rho \simeq 4,3\times 10^{11}}$ г/см³. Її речовина складається з іонів та електронів. Верхньою межею вважається точка, де починається кристалізація кулонівської рідини. Її положення визначається залежністю температури плавлення кулонівського кристалу від густини. У моделі однокомпонентної кулонівської плазми, де нехтують взаємодією електронів з іонами і приймають іони за точкові частинки, кристалізація кристалу визначається рівністю H ~ 100 − 200, де ${\displaystyle H={\frac {(Ze)^{2}}{ak_{b}T}}}$ — параметр кулонівського зв'язку, що характеризує відношення потенційної енергії іонів до кінетичної, де а — радіус іонної сфери. Залежно від зміни температури з глибиною, що визначається віком і еволюцією, точка плавлення для типової оболонки нейтронної зорі перебуває при густині ${\displaystyle \rho =10^{6}-10^{9}}$ г/см³.

При ${\displaystyle \rho \gtrsim 10^{4}}$ г/см³ атоми повністю іонізуються тиском електронів, перетворюючись на атомні ядра. Тонкий (не більше декількох метрів) приповерхневий шар гарячої нейтронної зорі, де густина не перевищує ${\displaystyle 10^{6}}$ г/см³, складається з невиродженого електронного газу. Глибше хімічний потенціал електронів зростає, вони формують сильно вироджений, майже ідеальний газ, який стає релятивістським при ${\displaystyle \rho \gtrsim 10^{6}}$ г/см³ (їх енергія Фермі ${\displaystyle E_{F}\thicksim m_{e}c}$), а при ${\displaystyle \rho \gg 10^{6}}$ г/см³ — ультрарелятивістським.

У глибоких шарах зовнішньої кори енергія Фермі вироджених електронів зростає настільки, що її вистачає для утворення нейтронів в результаті реакції електронного захоплення:

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

Речовина буде збагачуватись нейтронами і втрачати енергію внаслідок випромінювання нейтрино. Біля основи зовнішньої кори, де густина сягає значення ${\displaystyle \rho _{d}\simeq 4,3\times 10^{11}}$ г/см³, відбувається нейтронізація речовини. Ядра настільки заповнені нейтронами, що починають їх випромінювати. Цей стан називається neutron drip (${\displaystyle \rho =\rho _{d}}$).

Товщина внутрішньої оболонки (внутрішньої кори) може досягати декількох кілометрів (зазвичай ~2 км). Густина збільшується до ${\displaystyle \sim 0,5\rho _{0}}$ (${\displaystyle \rho \simeq 1,4\times 10^{14}}$ г/см³), де ${\displaystyle \rho _{0}=2,8\times 10^{14}}$ г/см³ — ядерна густина. Речовина складається з електронів, вільних нейтронів й атомних ядер з надлишком нейтронів. Зі зростанням густини кількість вільних нейтронів збільшується. Більшість нейтронів перебувають у надплинному стані. Тиск у внутрішній корі створюється виродженими нейтронами.

Надтекучість може призводити до зниження їх теплоємності. Це свідчить про те, що основний внесок у теплоємність належить атомним ядрам. Вони формують кристалічну ґратку, що підтримується кулонівськими силами (кулонівський або вігнеровський кристал). Електрони не дають суттєвого внеску в теплоємність внутрішньої кори, адже вони є релятивістськими й сильно виродженими. При цьому ними в основному забезпечується електропровідність у внутрішній корі. Розсіяння електронів на фононах іонної кристалічної ґратки домінує при відносно високих температурах, у той час як розсіяння на дефектах кристалічної ґратки й домішках — при низьких. Ядра не дають суттєвого вкладу в електропровідність, оскільки зафіксовані у вузлах кулонівської кристалічної ґратки. Теплопровідність забезпечується електронами, фононами і надтекучими нейтронами. При наявності дефектів ґратки, погіршується електронна теплопровідність.

На межі з ядром нейтронної зорі іонів вже майже немає, а речовина являє собою суміш нейтронної, протонної й електронної рідин. Біля основи внутрішньої кори, де ${\displaystyle \rho =10^{14}-1,5\times 10^{14}}$ г/см³ ядра можуть зливатися в кластери й набувати некулястої форми. Це пов'язано з тим, що куляста форма атомного ядра в рамках моделі рідкої краплини, яка мінімізує поверхневу енергію, енергетично вигідна лише при низькій густині. Шар такої речовини між оболонкою й ядром нейтронної зорі називають мантією. Однак її наявність передбачається не всіма сучасними моделями, для деяких із них він не є енергетично вигідним.

Зовнішнє ядро нейтронної зорі зазвичай має товщину порядку декілька кілометрів і густину речовини 0,5 — 2 ${\displaystyle \rho _{0}}$ (${\displaystyle \rho \simeq 1,4\times 10^{14}-4,8\times 10^{14}}$ г/см³). Речовина являє собою сильно вироджену надтекучу нейтронну рідину з домішками надтекучої протонної рідини, електронів і мюонів. Протонна надтекучість супроводжується надпровідністю, що впливає на еволюцію внутрішніх магнітних полів. Надтекучість зменшує теплоємність речовини і швидкість нейтринних реакцій. Але на певних стадіях охолодження в тих ділянках зорі, де температура опускається нижче критичної, надтекучість, навпаки, призводить до додаткового нейтринного випромінювання за рахунок утворення куперівських пар нуклонів.

Нуклони, що взаємодіють за допомогою ядерних сил, формують сильно взаємодіючу (неідеальну) нерелятивістську фермі-рідину, в той час як лептони — майже ідеальний фермі-газ. Енергія Фермі всіх частинок, що дають внесок у визначення рівняння стану ядра, у таких умовах на багато порядків перевищує кінетичну теплову енергію, тому добрим наближенням для опису стає рівняння стану холодної ядерної матерії. Залежність тиску від густини й температури Р(ρ,Т) заміняється однопараметричною залежністю Р(ρ) при Т → 0.

Густину енергію для речовини в зовнішній корі можна представити у вигляді:

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

де ${\displaystyle n_{e},n_{p},n_{n},n_{\mu }}$ — концентрація електронів, протонів, нейтронів і мюонів відповідно. Рівняння стану і концентрації частинок визначається мінімумом густини енергії при фіксованій об′ємній густині баріонів ${\displaystyle n_{b}=n_{n}+n_{p}}$ і умовою електронейтральності. Мають виконуватись співвідношення ${\displaystyle \mu _{n}=\mu _{p}+\mu _{e}}$ і ${\displaystyle \mu _{\mu }=\mu _{e}}$ для хімічних потенціалів частинок, що виражають умови рівноваги по відношенню до реакцій електронного і мюонного β-розпаду і β-захоплення:

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

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

При цьому хімічним потенціалом нейтрино і антинейтрино можна знехтувати, оскільки речовина нейтронної зорі є прозорою для нейтрино, тому відразу після народження вони вільно залишають зорю. Електрони в корі є ультрарелятивістськими, мюони — релятивістськими. Коли рівновагу знайдено, тиск визначається за формулою ${\displaystyle P=n_{b}^{2}{\frac {d(E/n_{b})}{dn_{b}}}}$.

Побудова рівняння стану для зовнішнього ядра зводиться до пошуку функції ${\displaystyle E_{N}(n_{n},n_{p})}$. Найбільш успішним підходом до вирішення цієї задачі нині вважається модель Акмаля-Пандхаріпанде-Ревенхолла (APR).^[39] Вона ґрунтується на використанні варіаційного принципу квантової механіки, при якому шукається мінімум енергії, розрахований для пробної хвильової функції. В даному випадку пробна функція будується на основі дії лінійної комбінації операторів, що описують допустимі перетворення симетрії в координатному, спіновому та ізоспіновому просторах, на детермінант Слейтера, побудований із хвильових функцій вільних нуклонів. Різні версії моделі APR відрізняються ефективними потенціалами міжнуклонної взаємодії, що використовувалися для розрахунку середньої енергії. Найкраща кореляція між теорією й експериментальними даними досягається за рахунок комбінації двохчастинкового і трьохчастинкового міжнуклонних потенціалів.

Існують також інші моделі, які описують стан зовнішнього ядра, такі як FPS і SLy.^[40] Основна відмінність Sly від FPS полягає в уточненні параметрів ефективного функціоналу густини енергії з урахуванням сучасних експериментальних даних. Перевага цих двох моделей перед іншими полягає в тому, що їх можливо застосовувати не лише до ядра, а і до кори нейтронної зорі, що дозволяє визначати розташування межі між корою й ядром на шкалі густини.

Загальним недоліком вищеназваних моделей є те, що при описанні адронів використовується теорія, яка не є лоренц-інваріантною. Такий опис стає неточним в центральній частині ядра, де швидкості нуклонів на поверхні Фермі можуть наближатися до швидкості світла^[41].

Внутрішнє ядро має густину ${\displaystyle \rho \geq 2\rho _{0}}$ (центральна густина може досягати 10–15 ${\displaystyle \rho _{0}}$) і радіус кілька кілометрів. Воно є в досить масивних нейтронних зорях ${\displaystyle M\geq 1,4-1,5M_{\odot }}$, бо в зорях менших мас густина не досягає значення ${\displaystyle \rho \geq 2\rho _{0}}$. У маломасивних зорях зовнішнє ядро простягається до самого центру.

Склад і властивості речовини у внутрішньому ядрі на даний час достеменно невідомі. Відомі теоретичні моделі наступні можливі варіанти.

1. Гіперонізація речовини — появу ${\displaystyle \Lambda _{-}}$ та ${\displaystyle \mathrm {E} ^{-}}$-гіперонів. У таких випадках нейтринна світність посилюється на 5-6 порядків у порівнянні зі стандартною світністю її зовнішнього ядра за рахунок реакцій модифікованого урка-процесу^{[Прим. 1][42]}.
2. Піонна конденсація — формування бозе-конденсату, що має властивості ${\displaystyle \pi }$-мезонів (піонів). Бозе-конденсації піонів в ядерній матерії в звичайних умовах перешкоджає сильне піон-нуклонне відштовхування. Однак в екстремально густому середовищі можуть виникати колективні збудження — квазічастинки, що мають властивості піонів, які можуть конденсуватися з втратою трансляційної інваріантності.^[43] Дослідження виявили можливість формування різних фаз піонного конденсату, а також велике значення кореляцій між нуклонами для його існування. Виявилось, що короткодіючі кореляції і формування упорядкованих структур в густій матерії ускладнюють піонну конденсацію.^[44]
3. Каонна конденсація — формування конденсату з К-мезонів (найлегші дивні мезони). Його наявність може підсилювати нейтринну світність на декілька порядків. В ядрі нейтронної зорі вони формуються в результаті процесів ${\displaystyle e+N\rightarrow K^{-}+N+\nu _{e}}$, ${\displaystyle n+N\rightarrow p+K^{-}+N}$, де N — нуклон, участь якого забезпечує збереження імпульсу та енергії у виродженій речовині. ${\displaystyle K^{-}}$мають меншу масу, ніж ізольований К-мезон, що робить можливою їх бозе-конденсацію.
4. Деконфайнмент — фазовий перехід до кваркової матерії, яка складається з майже вільних u, d, s-кварків з невеликою кількістю електронів. Оскільки адрони складаються з кварків, то фундаментальні описи густини матерії повинні враховувати кваркові ступені вільності. При низькій густині кварки не можуть перебувати у вільному стані внаслідок конфайнменту, зумовленого збільшенням сили зв'язку при низьких енергіях. Однак, зі збільшенням густини і, відповідно, характерних енергій частинок, баріони зливаються з утворенням кваркової матерії.

Вибір залежить від використаної теоретичної моделі колективних фундаментальних взаємодій. Останні три варіанти називають «екзотичними», бо вони можливі не для всіх сучасних моделей речовини^[45].

Нейтронні зорі народжуються дуже гарячими. Гравітаційна енергія, що виділяється при колапсі ядра становить порядку ${\displaystyle 10^{53}}$ ерг. Близько 90 % цієї енергії виноситься нейтрино в перші 10–20 секунд після вибуху наднової. Подальший процес охолодження нейтронних зір відбувається за рахунок двох різних механізмів — нейтринного і фотонного охолодження.

Нейтринне відбувається за рахунок випромінювання нейтрино й антинейтрино з центральної області, а фотонне — за рахунок електромагнітного випромінювання з поверхні нейтронної зорі. Нейтринний механізм більш ефективний, поки температура центральних областей перевищує ${\displaystyle T\sim 10^{8}K}$, що відповідає температурі поверхні ${\displaystyle T\sim 10^{6}K}$. Ця стадія триває ${\displaystyle 10^{5}-10^{6}}$ років.

Математично процес охолодження нейтронної зорі описується рівнянням дифузії тепла всередині зорі з урахуванням об'ємних (нейтринне охолодження) і поверхневих (фотонне охолодження) втрат енергії в межах сферично-симетричної задачі. Для кожної теоретичної моделі нейтронної зорі можна побудувати криву охолодження — залежність повної теплової фотонної світності від часу, що минув з моменту утворення нейтронної зорі. Складовими частинами теорії охолодження є: теплоємність і теплопровідність ядра нейтронної зорі, величина нейтринних втрат енергії, теплопровідність кори зорі, яка визначає зв'язок центральної й поверхневої температур.

Протягом перших 100—1000 років з моменту утворення нейтронної зорі процеси переносу тепла в ній дуже складні, оскільки на цій стадії температури різних частин зорі суттєво відрізняються одна від одної. Оболонка гарячіша за ядро, яке охолоджується за рахунок нейтринного механізму. На цій стадії електромагнітне випромінювання зорі неможливо спостерігати через велику оптичну товщину скинутої оболонки наднової. Після першої стадії теплової релаксації ядро нейтронної зорі стає майже ізотермічним, і перепад температур ядра і поверхні визначається теплопровідністю кори.^[46]

Наявність протонної та нейтронної надплинності і поведінки їх критичних температур є додатковими параметрами задачі охолодження нейтронної зорі. Наявність і властивості надплинності сильно залежать як від самого рівняння стану, так і від методу врахування багаточастинкових ефектів. Важливість надплинності полягає в тому, що її наявність може частково або повністю пригнічувати урка-процеси і, таким чином, суттєво змінювати криві охолодження нейтронних зір.

Головні ознаки нейтронної зорі, від яких залежать її спостережні прояви, — це обертання, акреція і магнітне поле.

Нейтронні зорі спостерігаються у всіх діапазонах електромагнітного спектра. Більшість з них спостерігаються як радіопульсари. Приблизно 150 відомих нейтронних зір входять до подвійних систем з акрецією і виявляють себе головним чином рентгенівським випромінюванням акреційного диску і спалахами, що виникають в результаті термоядерного горіння акреційної речовини в зовнішніх шарах зорі. Деякі з таких систем формують рентгенівські транзієнти. У них періоди активної акреції, що тривають протягом днів і тижнів, чередуються з довгими періодами спокою тривалістю від декількох місяців до років, коли реєструється рентгенівське випромінювання нагрітої поверхні зорі.

У результаті процесів охолодження, нагрівання і теплопереносу поверхня нейтронної зорі стає джерелом теплового випромінювання зі спектральним максимумом на ділянці м'якого рентгену.

Нейтронна зоря має дуже низьку світність (внаслідок невеликого розміру). Безпосередньо спостерігати саму нейтронну зорю важко. Спостереження ведуть опосередковано, через ті ефекти, які спричинюють особливості нейтронної зорі.

У Всесвіті досить поширені подвійні зоряні системи. Якщо одна з зір подвійної системи перетворилась на нейтронну зорю, то можливе перетікання речовини другої зорі на нейтронну зорю (акреція) й утворення акреційного диску. Акреційний диск може мати високу світність за рахунок вивільнення гравітаційної енергії й слугує ознакою існування в подвійній системі компактного й масивного зоряного об'єкта.

Якщо нейтронна зоря має потужне магнітне поле, то речовина з акреційного диску випадає на ділянках магнітних полюсів. Кінетична енергія речовини, що падає, перетворюється на електромагнітне випромінювання. Обертання призводить до появи пульсара — спостерігається астрономічний об'єкт, що випромінює у імпульсному режимі. Частота пульсацій визначається періодом обертання.

Також поодинокі нейтронні зорі можуть бути виявлені завдяки явищу гравітаційного фокусування (при проходженні нейтронної зорі між звичайною зорею і спостерігачем відбувається візуальне збільшення яскравості зорі, оскільки гравітаційне поле нейтронної зірки викривлює рух світла).

Існує низка типів об'єктів, що складаються з нейтронної зорі або містять її:

• Ізольована нейтронна зоря^{[47][48][49][50]}: не входить до подвійної системи.
  • Пульсар, що живиться обертанням (або «радіопульсар»)^[48]: нейтронні зорі, які завдяки сильному магнітному полю випромінюють у наш бік спрямовані імпульси випромінювання через регулярні проміжки часу.
    • Обертовий радіотранзієнт^[48]: імовірно, це пульсари, які випромінюють більш спорадично або мають значно більшу змінність імпульсів порівняно з більшістю відомих пульсарів.
  • Магнетар: нейтронна зоря з надзвичайно сильним магнітним полем (у 1000 разів сильнішим, ніж у звичайної нейтронної зорі) і тривалим періодом обертання (від 5 до 12 секунд).
    • Джерело м'яких повторюваних гамма-сплесків^[47].
    • Аномальний рентгенівський пульсар^[47].
  • Радіотиха нейтронна зоря.
    • Ізольовані нейтронні зорі з тьмяним рентгенівським випромінюванням^[48].
    • Центральні компактні об'єкти в залишках наднових: молоді радіотихі непульсуючі джерела рентгенівського випромінювання, які, ймовірно, є ізольованими нейтронними зорями, оточеними залишками наднових^[48].
• Рентгенівські пульсари: клас рентгенівських подвійних систем.
  • Рентгенівські пульсари маломасивних подвійних систем: клас рентгенівських подвійних систем малої маси, де компаньйоном пульсара є зоря головної послідовності, білий карлик або червоний гігант.
    • Мілісекундний пульсар («перероблений пульсар»).
      • «Пульсар-павук» — пульсар, компаньйоном якого є напіввироджена зоря^[51].
      • Субмілісекундний пульсар^[52].
    • Рентгенівський барстер: нейтронна зоря з маломасивним компаньйоном у подвійній системі, з якого акретується речовина, спричиняючи нерегулярні спалахи енергії на поверхні нейтронної зорі.
  • Рентгенівські пульсари подвійних систем проміжної маси: клас рентгенівських подвійних систем проміжної маси, пульсар з зорею проміжної маси.
  • Рентгенівські пульсари масивних подвійних систем: клас рентгенівських подвійних систем великої маси, пульсар з масивною зорею.
  • Подвійні пульсари: пульсар із подвійним компаньйоном, часто білим карликом або нейтронною зорею.
  • Рентгенівська потрійна система (гіпотетична)^[53].

Також існує кілька гіпотетичних компактних зір із подібними властивостями, які насправді не є нейтронними зорями.

• Протонейтронна зоря^[54], гіпотетична проміжна стадія, об'єкт, який охолоджується та стискається, утворюючи нейтронну зорю або чорну діру^[55].
• Екзотична зоря: гіпотетична компактна зоря, що складається з речовини, щільнішої за нейтронну, й може містити кварки, гіперони або інші субатомні частинки, окрім нейтронів і протонів.
  • Об'єкт Торна — Житков: гіпотетичний результат злиття нейтронної зорі з червоним гігантом.
    • Кваркова зоря: гіпотетичний тип нейтронної зорі, що складається з кваркової матерії або дивної матерії.
  • Електрослабка зоря: гіпотетичний тип надзвичайно масивної нейтронної зорі, у якій кварки перетворюються на лептони через електрослабку взаємодію, але гравітаційний колапс нейтронної зорі стримує тиск випромінювання.
  • Преонна зоря: гіпотетичний тип нейтронної зорі, що складається з преонної матерії.

Зовнішні відеофайли
	1. Як народжуються та існують нейтронні зорі (оригінал: «The life cycle of a neutron star - David Lunney») // український переклад на YouTube-каналі «Цікава наука», 31 травня 2020. Відео 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.