იხილეთ წყარო გვერდისთვის ნეიტრონული ვარსკვლავი

[[File:Neutron Star Manhattan.ogv|thumb|300px|ნეიტრონული ვარსკვლავების [[მასა]] [[დედამიწა|დედამიწის]] მასას 500 000-ჯერ აღემატება, ხოლო ზომით [[დედამიწა|აშშ]]-ში მდებარე [[ბრუკლინი|ბრუკლინზე]] დიდი არაა.]]
[[File:Crash and Burst.ogv|thumb|300px|ვიდეო, რომელზეც ასახულია ორი [[ნეიტრონული ვარსკვლავების შერწყმა|ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმა]], შეჯახება.]]
'''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<ref>{{cite book |title=Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity |edition=illustrated |first1=Norman K. |last1=Glendenning |publisher=Springer Science & Business Media |year=2012 |isbn=978-1-4684-0491-3 |page=1 |url=https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ&pg=PA1}}</ref>. როგორც წესი, ნეიტრონულ ვარსკვლავებს 10 კილომეტრის (6,2 მილი) რადიუსი და მზის 1,4 – 2,16 მასა გააჩნიათ<ref>{{cite book |title=Astronomy: The Solar System and Beyond |edition=6th |first1=Michael |last1=Seeds |first2=Dana |last2=Backman |publisher=Cengage Learning |year=2009 |isbn=978-0-495-56203-0 |page=339 |url=https://books.google.com/books?id=DajpkyXS-NUC&pg=PT356}}</ref>. წარმოიქმნებიან მასიური [[ზეახალი ვარსკვლავი|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 [[მუხტი|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<ref name="Kiziltan">{{cite book |title=Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars |first=Bulent |last=Kiziltan |isbn=1-61233-765-1 |publisher=Universal-Publishers |date=2011 }}</ref><ref>[http://www3.mpifr-bonn.mpg.de/staff/pfreire/NS_masses.html Neutron star mass measurements]</ref><ref>{{cite web |url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/010607a.html |title=NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star |accessdate=2018-07-17 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20141109162103/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/010607a.html |archivedate=2014-11-09 }}</ref><ref name="Haensel">{{cite book |title=Neutron Stars |first=Paweł |last=Haensel |first2=Alexander Y. |last2=Potekhin |first3=Dmitry G. |last3=Yakovlev |isbn=0-387-33543-9 |publisher=Springer |date=2007 }}</ref><ref group="lower-alpha">A neutron star's density increases as its mass increases, and its radius decreases non-linearly. (archived image: [https://web.archive.org/web/20111017230141/http://ixo.gsfc.nasa.gov/old_conx_pages/science/neutron_star/index.html NASA mass radius graph]) A newer page is here: {{cite web|url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/Greatest_Hits/khz.qpo.html|title=RXTE Discovers Kilohertz Quasiperiodic Oscillations|publisher=NASA|accessdate=17 February 2016}} (specifically the image [https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/Greatest_Hits/cole.miller.plot.2.ps.gif])</ref>. 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<ref>https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html</ref><ref>http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/</ref>. მათი [[მაგნიტური ველი|მაგნიტური ველის]] სიმძლავრე 10<sup>8</sup>-დან 10<sup>15</sup>-მდეა, (100 მლნ-დან 1 კვარდრილიონამდე) უფრო ძლიერია ვიდრე დედამიწაზე. ზედაპირის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული ველის]] სიმძლავრე კი 2 × 10<sup>11</sup>, დედამიწისაზე 200 მილიარდჯერ ძლიერია.

როგორც კი ვარსკვლავის ბირთვი კოლაფსირდება, მისი ბრუნვის სიჩქარე [[იმპულსის მომენტი|იმპულსის მომენტის]] შედეგად იზრდება, შესაბამისად ახლად ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვა წამში რამდენიმე ასეულს აღწევს. ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|ელექტრომაგნიტურ რადიაციას]] ასხივებს, რაც [[პულსარი|პულსაციის]] სახით ვლინდება. 1967 წელს [[ჯოსელინ ბელ ბერნელი|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<ref>{{Cite journal |last=Hessels |first=Jason |display-authors=4 |last2=Ransom |first2=Scott M. |last3=Stairs |first3=Ingrid H. |last4=Freire |first4=Paulo C. C. |author5-link=Victoria Kaspi |last5=Kaspi |first5=Victoria M. |last6=Camilo |first6=Fernando |title=A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=311 |issue=5769 |pages=1901–1904 |date=2006 |doi=10.1126/science.1123430 |pmid=16410486  |bibcode=2006Sci...311.1901H|arxiv = astro-ph/0601337 }}</ref><ref>{{Cite news |last=Naeye |first=Robert |date=2006-01-13 |title=Spinning Pulsar Smashes Record |periodical=[[Sky & Telescope]] |url=http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y |accessdate=2008-01-18 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071229113749/http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y |archivedate=2007-12-29 }}</ref> (43 000 ბრუნი წუთში), ზედაპირის სწორხაზოვანი სიჩქარე კი 0,24 c-ს, [[სინათლის სიჩქარე|სინათლის სიჩქარის]] თითქმის მეოთხედს აღწევს.

ირმის ნახტომში დაახლოებით 100 მილიონი ნეიტრონული ვარსკვლავის არსებობაა ნავარაუდევი. ეს საშუალო რაოდენობა უკავშირდება ვარსკვლავებს, რომლებმაც სუპერნოვად აფეთქება განიცადეს<ref>{{cite book |last1=Camenzind |first1=Max |title=Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes |date=24 February 2007 |publisher=Springer Science & Business Media |isbn=978-3-540-49912-1 |page=269 |url=https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC&pg=PA269}}</ref>, 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, [[მაგნეტარი|მაგნეტარის]] სახელით ცნობილი ან ნარჩენების დისკოს მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავები<ref>{{cite journal |last2=Xu |first2=R. X. |last3=Qiao |first3=G. J. |date=2000 |title=Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters |journal=The Astrophysical Journal |volume=545 |issue=2 |pages=127–129 |last1=Zhang |first1=Bing |accessdate=|bibcode=2000ApJ...545L.127Z |arxiv=astro-ph/0010225 |doi=10.1086/317889 }}</ref>.

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)<ref>{{cite journal |date=2017 |title=Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger |url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa91c9/meta |journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=848 |issue=2 |pages=L12 |accessdate=16 October 2017|arxiv=1710.05833 |bibcode=2017ApJ...848L..12A |doi=10.3847/2041-8213/aa91c9  | last1 = Abbott | first1 = B. P. | last2 = Abbott | first2 = R. | last3 = Abbott | first3 = T. D. | last4 = Acernese | first4 = F. | last5 = Ackley | first5 = K. | last6 = Adams | first6 = C. | last7 = Adams | first7 = T. | last8 = Addesso | first8 = P. | last9 = Richard | first9 =  | last10 = Howard | first10 =  | last11 = Adhikari | first11 = R. X. | last12 = Huang-Wei | first12 = }}</ref>, ასევე არაპირდაპირი გამოვლინება ბინარული სისტემაში, სადაც ორი ნეიტრონული ვარსკვლავი ერთმანეთის გარშემო მოძრაობდნენ.

== ფორმირება ==
[[ფაილი:Neutronstarsimple1.jpg|მინი|453x453პქ]]
[[მთავარი მიმდევრობა|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 5×10<sup>9</sup> 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 4×10<sup>17</sup> კგ/მ<sup>3</sup>-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<ref>{{cite book |title=The Birth of Stars and Planets |edition=illustrated |first1=John |last1=Bally |first2=Bo |last2=Reipurth |publisher=Cambridge University Press |year=2006 |isbn=978-0-521-80105-8 |page=207 |url=https://books.google.com/books?id=Pwy9OtT8u6QC&pg=PA207}}</ref>.

მასიური ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება და [[იმპულსის მომენტი|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 10<sup>12</sup>-დან 10<sup>13</sup>-მდე მ/წ<sup>2</sup> (დედამიწის გრავიტაციიაზე 10<sup>11</sup>-ჯერ მეტი)<ref name="Haensel" />. 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.

== თვისებები ==

=== მასა და ტემპერატურა ===
ნეიტრონულ ვარსკვლავს არანაკლებ 1,1 და შესაძლებელია 3 მზის მასა ჰქონდეს<ref>{{cite journal |last1=Özel |first1=Feryal |last2=Psaltis |first2=Dimitrios |last3=Narayan |first3=Ramesh |last4=Santos Villarreal |first4=Antonio |title=On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars |journal=The Astrophysical Journal |date=September 2012 |volume=757 |issue=1 |pages=13 |doi=10.1088/0004-637X/757/1/55 |accessdate=|arxiv=1201.1006 |bibcode=2012ApJ...757...55O }}</ref><ref name="Chamel">{{cite journal |last1=Chamel |first1=N. |last2=Haensel |first2=Paweł |last3=Zdunik |first3=J. L. |last4=Fantina |first4=A. F. |title=On the Maximum Mass of Neutron Stars |journal=International Journal of Modern Physics |date=19 November 2013 |volume=1 |issue=28 |doi=10.1142/S021830131330018X |arxiv=1307.3995 |bibcode=2013IJMPE..2230018C |pages=1330018 }}</ref>. 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<ref name="Black Hole">[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html], a {{Solar mass|10}} star will collapse into a black hole.</ref>.

ახლად ფორმირებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბირთვის ტემპერატურა დაახლოებით 99 999 999 726,85-დან 999 999 999 726,84998-მდე ცელსიუსია (10<sup>11</sup>-დან 10<sup>12</sup>-მდე კელვინი)<ref name="Miller" /> თუმცა, ნეიტრინოების ჭარბი გამოყოფით, რაც ენერგიას სწრაფად ათავისუფლებს, იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ტემპერატურა რამდენიმე წელიწადში დაახლოებით 999 726,85 ცელსიუსამდე ეცემა (10<sup>6</sup> კელვინი)<ref name="Miller" /> და გამომუშავებული სინათლის უმეტესობა [[რენტგენული გამოსხივება|რენტგენული გამოსხივებით]] ვლინდება.

=== სიმკვრივე და წნევა ===
ნეიტრონულ ვარსკვლავს 3,7×10<sup>17</sup>-დან 5,9×10<sup>17</sup>-მდე კგ/მ<sup>3</sup> (2,6×10<sup>14</sup>-დან 41×10<sup>14</sup>-მდე მზის სიმკვრივე) სრული სიმკვრივე გააჩნია<ref group="lower-alpha">{{val|3.7|e=17|u=kg/m<sup>3</sup>}} derives from mass {{val|2.68|e=30|u=kg}} / volume of star of radius 12&nbsp;km; {{val|5.9|e=17|u=kg/m3}} derives from mass {{val|4.2|e=30|u=kg}} per volume of star radius 11.9&nbsp;km</ref>, რაც ატომური ბირთვის სიმკვრივეს, 3×10<sup>17</sup> კგ/მ<sup>3</sup>-ს შეესაბამება<ref>{{cite web |url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html |title=Calculating a Neutron Star's Density |accessdate=2006-03-11 }} NB 3{{E-sp|17}}&nbsp;kg/m<sup>3</sup> is {{val|3|e=14|u=g/cm3}}</ref>. ობიექტის ზედაპირის სიმკვრივე დაახლოებით 1×10<sup>9</sup> კგ/მ<sup>3</sup>-ია, ხოლო სიღრმეში 6×10<sup>17</sup> ან 8×10<sup>17</sup> კგ/მ<sup>3</sup>-მდე (უფრო მკვრივი, ვიდრე ატომის ბირთვი) იზრდება.<ref name="Miller">{{cite web |url=http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html |title=Introduction to neutron stars |accessdate=2007-11-11 }}</ref>. ვარსკვლავის შემადგენელი მატერიის ერთი ჩაის კოვზი (5 მილილიტრი) 5,5×10<sup>12</sup> კგ იქნებოდა, რაც [[ხეოფსის პირამიდა|გიზას დიდი პირამიდის]] წონას დაახლოებით 900-ჯერ აღემატება, ხოლო მის წარმოუდგენლად მძლავრი გრავიტაციული ველის პირობებში, ამ პირამიდის წონა დაახლოებით 15-ჯერ მეტი იქნებოდა მთვარისაზე<ref group="lower-alpha">The average density of material in a neutron star of radius 10&nbsp;km is {{val|1.1|e=12|u=kg/cm3}}. Therefore, 5&nbsp;ml of such material is {{val|5.5|e=12|u=kg}}, or 5 500 000 000 [[metric ton]]s. This is about 15 times the total mass of the human world population. Alternatively, 5&nbsp;ml from a neutron star of radius 20&nbsp;km radius (average density {{val|8.35|e=10|u=kg/cm3}}) has a mass of about 400 million metric tons, or about the mass of all humans. The gravitational field is ca. {{val|2|e=11}}''g'' or ca. {{val|2|e=12}} N/kg. Moon weight is calculated at 1''g''.</ref> და მასზე 1,1×10<sup>25</sup> [[ნიუტონი|ნიუტონის]] ძალა იმოქმედებდა. ზედაპირიდან ცენტრამდე წნევა 3,2×10<sup>31</sup>-დან 1,6×10<sup>34</sup> -მდე [[პასკალი|პასკალის]] ერთეულით იზრდება<ref>{{Cite journal |last=Ozel |first=Feryal |last2=Freire |first2=Paulo |title=Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars |journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys. |volume=54 |issue=1 |pages=401–440 |date=2016 |doi=10.1146/annurev-astro-081915-023322 |bibcode=2016ARA&A..54..401O |arxiv = 1603.02698 }}</ref>.

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.

=== მაგნიტური ველი ===
ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე მაგნიტური ველის სიმძლავრე 10<sup>4</sup>-დან 10<sup>11</sup> ტესლა ერთეულამდე მერყეობს.<ref name="reisenegger">{{cite web |url=http://www.if.ufrgs.br/hadrons/reisenegger1.pdf |title=Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields |publisher=Universidade Federal do Rio Grande do Sul |accessdate=21 March 2016 |first=A. |last=Reisenegger}}</ref> მოცულობა, ნებისმიერი სხვა ობიექტის მაგნიტური ველის სიმძლავრეს აღემატება. შედარებისთვის, სრული 16 [[ტესლა (ერთეული)|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.<ref name="reisenegger" />

ნეიტრონული ვარსკვლავები მაგნიტური ველით 10<sup>8</sup>-დან 10<sup>11</sup> ტ-მდე<ref name="mcgill">{{cite web |url=http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/main.html |title=McGill SGR/AXP Online Catalog |accessdate=2 Jan 2014 }}</ref>  ცნობილია, როგორც მაგნეტარები — რბილი გამა-გამოსხივების<ref name="sa">{{cite journal |url=http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html#SciAm |title=Magnetars |journal=Scientific American |date=February 2003 |accessdate=21 March 2016 |first=Chryssa |last=Kouveliotou |first2=Robert C. |last2=Duncan |first3=Christopher |last3=Thompson }}</ref> და ანომალური რენტგენული პულსაციის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავის ტიპი.<ref>{{cite journal |title=(Anomalous) X-ray Pulsars |journal=Nuclear Physics B: Proceedings Supplements |volume=132 |pages=456–465 |first=V. M. |last=Kaspi |first2=F. P. |last2=Gavriil |doi=10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.080|year=2004 |arxiv=astro-ph/0402176 |bibcode=2004NuPhS.132..456K }}</ref> 10<sup>8</sup> ტ. მაგნიტური ენერგიის სიმკვრივე იმდენად ექსტრემალურია, რომ ჩვეულებრივი მატერიის მასის და ენერგიის ექვივალენტურობის სიმკვრივეს აჭარბებს.<ref>Magnetic energy density for a field B is U = B<sup>2</sup>/2[[Vacuum permeability|μ<sub>0</sub>]] per [http://scienceworld.wolfram.com/physics/MagneticFieldEnergyDensity.html Eric Weisstein's World of Physics]. Substituting B = 10<sup>8</sup>&nbsp;T, U = {{val|4|e=21|u=J|up=m3}}. Dividing by [[Speed of light|c]]<sup>2</sup> one obtains the equivalent mass density of {{val|44500|u=kg|up=m3}}, which exceeds the [[standard temperature and pressure]] density of all known materials, cf. {{val|22590|u=kg|up=m3}} for [[osmium]], the densest stable element.</ref> 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.<ref>{{cite web |url=http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html |title='Magnetars', soft gamma repeaters & very strong magnetic fields |first=Robert C. |last=Duncan |date=March 2003 |accessdate=2018-04-17}}</ref>

მძლავრი მაგნიტური ველის წარმოშობა ჯერჯერობით ბოლომდე არ არის გარკვეული.<ref name="reisenegger" /> ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად ნეიტრონული ვარსკვლავის ფორმირებისას [[მაგნიტური ნაკადი|მაგნიტური ნაკადის]] კონსერვაცია ხდება.<ref name="reisenegger" /> 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.<ref name="reisenegger" />

=== გრავიტაცია და მდგომარეობის განტოლება ===
[[ფაილი:Neutronstar 2Rs.svg|მინი|სინათლის გრავიტაციული გამრუდება. [[ფარდობითობის თეორია|ფარდობითობის თეორიის]] თანახმად, სინათლის დეფორმაციის შედეგად ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირის ნახევარზე მეტი ხილულია]]
ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირის გრავიტაციული ველი 2×10<sup>11</sup>-ჯერ უფრო ძლიერია, დაახლოებით 2,0×10<sup>12</sup> მ/წ<sup>2</sup> ვიდრე დედამიწაზე.<ref>{{cite book |title=An Introduction to the Sun and Stars |edition=illustrated |first1=Simon F. |last1=Green |first2=Mark H. |last2=Jones |first3=S. Jocelyn |last3=Burnell |publisher=Cambridge University Press |year=2004 |isbn=978-0-521-54622-5 |page=322 |url=https://books.google.com/books?id=lb5owLGIQGsC&pg=PA322}}</ref> ასეთი მძლავრი გრავიტაციული ველი გრავიტაციული ლენზირებით მოქმედებს და ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივებულ რადიაციას ისე ღუნავს, რომ ნორმალურ პირობებში უხილავი უკანა ზედაპირი ხილული ხდება.<ref name="Zahn">{{cite web |first=Corvin |last=Zahn |title=Tempolimit Lichtgeschwindigkeit |date=1990-10-09 |url=http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/galerie/galerie.html |language=German |quote=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) |accessdate=2009-10-09 }}</ref>

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<ref>{{cite web |title=Peligroso lugar para jugar tenis |url=http://www.datosfreak.org/datos/slug/Aceleracion-de-superficie-estrella-de-neutrones |website=Datos Freak |accessdate=3 June 2016 |language=Spanish}}</ref> 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.<ref>{{cite book|author=Marcia Bartusiak|title=Black Hole: How an Idea Abandoned by Newtonians, Hated by Einstein, and Gambled on by Hawking Became Loved|url=https://books.google.com/books?id=YPC5BwAAQBAJ&pg=PA130|year=2015|publisher=Yale University Press|isbn=978-0-300-21363-8|page=130}}</ref>

ნეიტრონული ვარსკვლავის რელატიური მდგომარეობა სხვადასხვა მოდელირებისთვის რადიუსის და მასის ურთიერთქმედებას აღწერს.<ref>[http://www.ns-grb.com/PPT/Lattimer.pdf Neutron Star Masses and Radii] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111217102314/http://www.ns-grb.com/PPT/Lattimer.pdf |date=2011-12-17 }}, p. 9/20, bottom</ref> 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 [[ფარდობითობის სპეციალური თეორია|თეორია]] უგულვებელყოფილი ვერ იქნება. რამდენიმე მდგომარეობის განტოლებაა წარმოდგენილი და ამჟამინდელი კვლევებით,<ref name="Haensel" /><ref name="NASAEOS">NASA. [http://ixo.gsfc.nasa.gov/old_conx_pages/science/neutron_star/index.html Neutron Star Equation of State Science] Retrieved 2011-09-26  {{webarchive |url=https://web.archive.org/web/20130220103830/http://ixo.gsfc.nasa.gov/old_conx_pages/science/neutron_star/index.html |date=February 20, 2013 }}</ref> 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.<ref name="NASAEOS" />

== სტრუქტურა ==
[[ფაილი:Neutron star cross section.svg|მინი|ნეიტრონული ვარსკვლავის გრაფიკული ჭრილი, სადაც ''ρ<sub>0</sub>'' მაჩვენებელი ბირთვული მატერიის სიმკვრივეს აღნიშნავს]]
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.<ref name="Haensel" />

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.<ref name="Surface">Beskin, V. S.; (1999); ''Radiopulsars'', УФН. T. 169, №11, p. 1173-1174</ref> შესაძლებელია ასევე მძიმე ელემენტები, როგორიცაა რკინა, შთაინთქას ზედაპირში და მხოლოდ მსუბუქი ბირთვები, როგორიცაა ჰელიუმი და წყალბადი დარჩეს.<ref name="Surface" /> თუ ტემპერატურა 10<sup>6</sup> კელვინს აღემატება (როგორც ახალგაზრდა პულსარზე), ზედაპირი შესაძლოა თხევადი იყოს.<ref name="Surface" />

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.<ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/neutronstar.html neutron star]</ref>

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<ref name="Haensel" /> ან ულტრამკვრივი კვარკ-დეგენერატიული მატერია.

== რადიაცია ==

=== პულსარები ===
[[ფაილი:Pulsar anim.ogv|მინი|პულსარის ანიმაციური გამოსახულება. ცენტრალურ ნაწილში სფერო ნეიტრონულ ვარსკვლავს წარმოადგენს, მრუდი ხაზები მაგნიტურ ველს და შვერილი კონუსები რადიაციული ემისიის ზონებს]]
ნეიტრონული ვარსკვლავი უმეტესად [[რადიოტალღები|რადიოტალღური]] და სხვა ელექტრომაგნიტური რადიაციის გამოსხივებით აღმოაჩინეს, ხოლო პულსირებად ნეიტრონულ ვარსკვლავებს [[პულსარი|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.<ref name="nrao" /> ელექტრონები ველის ხაზების გასწვრივ მაგნიკურად არის დაჩქარებული, რაც ძლიერ გამრუდებული სიბრტყის მიმართულებით რადიაციის პოლარიზებას იწვევს.<ref name="nrao" /> მაღალენერგიული ფოტონების დაბალენერგიულ ფოტონებთან ერთიერთქმედებით მაგნიტურ ველმა, შესაძლოა ელექტრონ-პოზიტრონის (დადებითი ელექტრონი) [[წყვილთწარმოქმნა|წყვილთწარმოქმნაზე]] იმოქმედოს, რომლის ანიჰილაცია (განადგურება) ფოტონების უფრო მაღალენერგიულობას იწვევს.<ref name="nrao" />

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.

=== არაპულსირებადი ნეიტრონული ვარსკვლავები ===
პულსარებისგან განსხვავებით, აღმოჩენილია პერიოდული რადიაციის გამოვლენის არმქონე ნეიტრონული ვარსკვლავები.<ref name="non-pulsating">{{cite journal |title=A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6–0.7 with a carbon atmosphere |first1=D. |last1=Klochkov |first2=G. |last2=Puehlhofer |first3=V. |last3=Suleimanov |first4=S. |last4=Simon |first5=K. |last5=Werner |first6=A. |last6=Santangelo |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=556 |pages=A41 |year=2013 |doi=10.1051/0004-6361/201321740 |arxiv=1307.1230 |bibcode=2013A&A...556A..41K }}</ref> ნავარაუდევია, რომ სუპერნოვას ნარჩენის ცენტრში რენტგენული გამოსხივებით დამახასიათებელი კომპაქტური ობიექტი, ახლადჩამოყალიბებული სუსტი რადიოგამოსხივების მქონე იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავია.<ref name="cco">{{Cite journal |arxiv=0712.2209 |year=2008 |first=Andrea |last=De Luca |volume=983 |pages=311–319 |doi=10.1063/1.2900173 |title=Central Compact Objects in Supernova Remnants |journal=AIP Conference Proceedings |citeseerx=10.1.1.769.699 }}</ref>

=== სპექტრი ===
რადიო-გამოსხივების გარდა, ნეიტრონული ვარსკვლავები ელექტრომაგნიტური სპექტრის სხვა დიაპაზონშიც ვლინდება, რომელიც ხილულ სინათლეს, ინფრაწითელ, ულტრაიისფერს, რენტგენულ და გამა-გამოსხივებას მოიცავს.<ref name="pavlov">{{cite web |url=http://www.pulsarastronomy.net/IAUS291/download/Oral/IAUS291_PavlovG.pdf |title=X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars |publisher=pulsarastronomy.net |accessdate=6 April 2016 |first=George |last=Pavlov }}</ref> 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.<ref name="jb">{{cite web |url=http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section7.html |title=7. Pulsars at Other Wavelengths |publisher=Jodrell Bank Centre for Astrophysics |website=Frontiers of Modern Astronomy |accessdate=6 April 2016 }}</ref> [[კიბორჩხალსახის ნისლეული|კიბორჩხალსახის]] პულსარის გამოსხივება ელექტრომაგნიტური სექტრის მთელ დიაპაზონს მოიცავს,<ref name="jb" /> თუმცა არსებობენ ნეიტრონული ვარსკვლავები რადიო-გამოსვივების ემისიის გარეშე.<ref name="ras">{{cite journal |title=The implications of radio-quiet neutron stars |first1=K. T. S. |last=Brazier |first2=S. |last2=Johnston |lastauthoramp=yes |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=305 |issue=3 |pages=671 |date=August 2013 |doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x |arxiv=astro-ph/9803176 |bibcode=1999MNRAS.305..671B }}</ref>

== ბრუნვა ==
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.

=== ბრუნვის შენელება ===
[[ფაილი:PPdot2.png|მინი|''P''–''P'' წერტილოვანი დიაგრამა, სადაც ფერები პულსარების განსხვავებებს წარმოადგენს. პულსარები ბრუნვის ენერგიით (წითელი), ანომალური რენტგენული პულსარები (მწვანე), მაღალენერგიული გამოსხივების მქონე პულსარები (ლურჯი) და ბინარული ბულსარები (ვარდისფერი)]]
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.

[[სიხშირე|პერიოდული დრო]] (P) ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ერთი ბრუნვის დროს აღნიშნავს. ბრუნვის შენელების სისწრაფის მაჩვენებელი <math>\dot{P}</math> (''P''-dot) სიმბოლოთია მოცემული, სადაც P დროში უარყოფითად წარმოებულია. პერიოდული დროის, დროის ერთეულებად განსაზღვრა, რომელიც განუზომლად მცირე პერიოდს მოიცავს, მოცემულია როგორც s⋅s<sup>−1</sup> (წამის რაოდენობა წამში).<ref name="nrao">{{cite web |url=http://www.cv.nrao.edu/~sransom/web/Ch6.html |title=Pulsar Properties (Essential radio Astronomy) |publisher=National Radio Astronomy Observatory |accessdate=24 March 2016 |first1=J. J. |last1=Condon |first2=S. M. |last2=Ransom |lastauthoramp=yes }}</ref>

ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის შენელების შიხშირე (P-dot) 10<sup>−22</sup>-დან 10<sup>−9</sup>-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.<ref name="nrao" />

P და P-dot საშუალებას იძლევა ნეიტრონული ვარსკვლავის სავარაუდო, მინიმალური მაგნიტური ველის განსაძღვრა-შეფასებისთვის.<ref name="nrao" /> P და P-dot შესაძლოა აგრეთვე გამოყენებულ იქნას  პულსარის ასაკობრივი მახასიათებლების გამოსათვლელად, მაგრამ ახლადჩამოყალიბებული პულსარების შემთხვევაში იძლევა შეფასებას, რომელიც გარკვეულწილად ობიექტის ჭეშმარიტ ასაკს აღემატება.<ref name="nrao" />

P და P-dot-ის ნეიტრონული ვარსკვლავის [[ინერციის მომენტი|ინერციის მომენტთან]] გაერთიანებით, შესაძლოა ეგრეთ წოდებული შენელებადი ნათების სიდიდე დადგინდეს, რომელიც მოცემულია <math>\dot{E}</math> (''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, [[პულსარი|პულსარებს]] უწოდებენ, სადაც ბრუნვის ენერგია სიმძლავრის გამოვლენას უზრუნველყოფს.<ref name="nrao" /><ref name="pavlov" /> [[კიბორჩხალსახის ნისლეული|კიბორჩხალსახის პულსარის]] შესწავლილი ნათება შეესაბამება შენელებად ნათებას, რომელიც მხარს უჭერს იმ მოდელს, რომ მბრუნავი კინეტიკური ენერგია რადიაციას უზრუნველყოფს.<ref name="nrao" /> ნეიტრონულ ვარსკვლავებზე როგორიცაა [[მაგნეტარი|მაგნეტარები]], რეალური ნათება, შენელებად ნათებას დაახლოებით 100-ჯერ აღემატება. ნავარაუდევია, რომ ნათება მაგნიტური დისიპაციით არის გამოწვეული.<ref name="ufrgs">{{cite web |url=http://www.if.ufrgs.br/hadrons/zhang.pdf | title=Spin-Down Power of Magnetars |publisher=Universidade Federal do Rio Grande do Sul |accessdate=24 March 2016 |first=B. |last=Zhang }}</ref>

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 დიაგრამა|ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამასთან]] რაც ნეიტრონული ვარსკვლავებისთვის მნიშვნელოვანია.<ref name="nrao" />

=== ბრუნვის აჩქარება ===
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.<ref>{{Cite journal |arxiv = astro-ph/0601337|last1 = Hessels|first1 = Jason W. T|title = A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz|journal = Science|volume = 311|issue = 5769|pages = 1901–1904|last2 = Ransom|first2 = Scott M|last3 = Stairs|first3 = Ingrid H|last4 = Freire|first4 = Paulo C. C|last5 = Kaspi|first5 = Victoria M|last6 = Camilo|first6 = Fernando|year = 2006|doi = 10.1126/science.1123430|pmid = 16410486|citeseerx = 10.1.1.257.5174|bibcode = 2006Sci...311.1901H}}</ref>

2007 წელს ობიექტ XTE J1739-285-თან დაკავშირებით, რენტგენული გამოსხივების რხევების გამოვლენის შესახებ სამეცნიერო მოხსენება გაკეთდა, სადაც არაპირდაპირი გაზომვისას, რხევები 1122 ჰერცს აღწევდა,<ref name="KaaretPrieskorn2007">{{cite journal|last1=Kaaret|first1=P.|last2=Prieskorn|first2=Z.|last3=Zand|first3=J. J. M. in 't|last4=Brandt|first4=S.|last5=Lund|first5=N.|last6=Mereghetti|first6=S.|last7=Götz|first7=D.|last8=Kuulkers|first8=E.|last9=Tomsick|first9=J. A.|title=Evidence of 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285|journal=The Astrophysical Journal|volume=657|issue=2|year=2007|pages=L97–L100|issn=0004-637X|doi=10.1086/513270|arxiv=astro-ph/0611716|bibcode=2007ApJ...657L..97K}}</ref> 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.

=== გაუმართაობა და ზედაპირის რყევები ===
[[ფაილი:2004 stellar quake full.jpg|მინი|NASA-ს მხატვრული კონცეპტი. ვარსკვლავის ზედაპირის რყევები.]]
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 მომენტი|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.<ref name="journal">Kouveliotou, C.; Duncan, R. C.; Thompson, C.; (February 2003); "[http://solomon.as.utexas.edu/magnetar.html#SciAm Magnetars Magnetars]", ''[[Scientific American]]''</ref>

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.

== პოპულაცია და მანძილები ==
[[ფაილი:Moving heart of the Crab Nebula.jpg|მინი|კიბორჩხალსახის ნისლეულის ცენტრში არსებული ნეიტრონული ვარსკვლავი]]
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.<ref name="aaa496">{{cite journal |last1=Posselt |first1=B. |last2=Neuhäuser |first2=R. |last3=Haberl |first3=F. |title=Searching for substellar companions of young isolated neutron stars |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=496 |issue=2 |date=March 2009 |pages=533–545 |doi=10.1051/0004-6361/200810156 |bibcode=2009A&A...496..533P |arxiv=0811.0398 }}</ref> 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.

== ნეიტრონული ვარსკვლავების ბინარული სისტემები ==
ცნობილი ნეიტრონული ვარსკვლავების დაახლოებით 5% ბინარულ სისტემას წარმოადგენს. ბინარული სისტემის ჩამოყალიბება და განვითარება შესაძლოა რთული პროცესი იყოს.<ref>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</ref> ნეიტრონულ ვარსკვლავებს კომპანიონობას უმეტესად [[მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები]], [[წითელი გიგანტი|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.

=== რენტგენული ბინარული სისტემები ===
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.<ref>''Compact Stellar X-ray Sources'' (2006), Eds. Lewin and van der Klis, Cambridge University Press</ref>

=== შერწყმა და ნუკლეოსინთეზი ===
ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთმანეთის გარშემო მოძრაობისას, შეინიშნება გრავიტაციული ტალღების წარმოქმნა.<ref>{{cite journal |last1=Taylor |first1=J. H. |last2=Weisberg |first2=J. M. |title=A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16 |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1982-02-15_253_2/page/908 |journal=The Astrophysical Journal |date=15 February 1982 |volume=253 |page=908 |doi=10.1086/159690 |bibcode=1982ApJ...253..908T }}</ref> 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.<ref>{{cite journal |last1=Taylor |first1=J. H. |last2=Weisberg |first2=J. M. |title=A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16 |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1982-02-15_253_2/page/908 |journal=The Astrophysical Journal |date=15 February 1982 |volume=253 |page=908 |doi=10.1086/159690 |bibcode=1982ApJ...253..908T }}</ref> 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.<ref name="SM-20171016">{{cite news |last=Cho |first=Adrian |title=Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show |url=http://www.sciencemag.org/news/2017/10/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show |date=16 October 2017 |work=[[Science (magazine)|Science]] |accessdate=16 October 2017 }}</ref><ref name="NYT-20171016">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time |url=https://www.nytimes.com/2017/10/16/science/ligo-neutron-stars-collision.html |date=16 October 2017 |work=[[The New York Times]] |accessdate=16 October 2017 }}</ref><ref name="NAT-20170825">{{cite news |last=Casttelvecchi |first=Davide |title=Rumours swell over new kind of gravitational-wave sighting |url=https://www.nature.com/news/rumours-swell-over-new-kind-of-gravitational-wave-sighting-1.22482 |date=25 August 2017 |publisher=[[Nature (journal)|Nature News]] |doi=10.1038/nature.2017.22482 |accessdate=27 August 2017 }}</ref><ref name="PhysRev">{{cite journal|last1=Abbott|first1=B. P.|collaboration=[[LIGO Scientific Collaboration]] & [[Virgo interferometer|Virgo Collaboration]]|title=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral|journal=Physical Review Letters|date=16 October 2017|volume=119|issue=16|pages=161101|doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101|pmid=29099225|arxiv=1710.05832|bibcode=2017PhRvL.119p1101A}}</ref> 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.<ref>{{cite web |url=http://www.cnn.com/2013/07/20/opinion/urry-gold-stars/index.html 
|title=Gold comes from stars |first=Meg |last=Urry |authorlink=Meg Urry |publisher=CNN |date=July 20, 2013 }}</ref>

== პლანეტები ==
[[ფაილი:Artist's concept of PSR B1257+12 system.jpg|მინი|პულსართან მდებარე პლანეტის მხატვრული კონცეპტი]]
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.

== აღმოჩენის ისტორია ==
[[ფაილი:IsolatedNeutronStar.jpg|მარცხნივ|მინი|ხილული სინათლით დაკვირვებადი პირველი ნეიტრონული ვარსკვლავი RX J1856.5-3754]]
1932 წელს ჯეიმზ ჩედვიკის მიერ ნეიტრონული ვარსკვლავის აღმოჩენის შემდეგ<ref>{{cite journal
 | journal=Nature | volume=129
 | issue=3252 | pages=312
 | title=On the possible existence of a neutron
 | first=James | last=Chadwick
 | doi=10.1038/129312a0 | date=1932 |bibcode = 1932Natur.129Q.312C }}</ref> 1933 წლის დეკემბერში ამერიკის ფიზიკოსთა საზოგადოების შეხვედრაზე, [[ვალტერ ბაადე|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 ბელ ბერნელი|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 ნისლეული|კიბორჩხალსახის ნისლეულში]]<ref>{{cite journal |journal=Nature |volume=207 |issue=4992 |pages=59–60 |title=Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula |url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1965-07-03_207_4992/page/n85 |last=Hewish |first=A. |last2=Okoye |first2=S. E. |last-author-amp=yes |doi=10.1038/207059a0 |date=1965 |bibcode=1965Natur.207...59H }}</ref> 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.<ref>{{Cite journal |last=Shklovsky |first=I. S. |title=On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1 |journal=Astrophysical Journal |volume=148 |issue=1 |pages=L1–L4 |date=April 1967 |doi=10.1086/180001 |bibcode=1967ApJ...148L...1S }}</ref>

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 თანავარსკვლავედი|კენტავრის თანავარსკვლავედში]] 4,8 წამური პულსაციით რენტგენული გამოსხივების წყარო აღმოაჩინეს<ref>{{cite book |title=Rotation and Accretion Powered Pulsars |edition=illustrated |first1=Pranab |last1=Ghosh |publisher=World Scientific |year=2007 |isbn=978-981-02-4744-7 |page=8 |url=https://books.google.com/books?id=fmtqDQAAQBAJ&pg=PA8}}</ref> 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.<ref>{{cite book |title=A Companion to Astronomy and Astrophysics: Chronology and Glossary with Data Tables |edition=illustrated |first1=Kenneth |last1=Lang |publisher=Springer Science & Business Media |year=2007 |isbn=978-0-387-33367-0 |page=82 |url=https://books.google.com/books?id=aUjkKuaVIloC&pg=PA82}}</ref>

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 თეორია|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.<ref>{{cite book |title=Neutron Stars 1: Equation of State and Structure |edition=illustrated |first1=Paweł |last1=Haensel |first2=Alexander Y. |last2=Potekhin |first3=Dmitry G. |last3=Yakovlev |publisher=Springer Science & Business Media |year=2007 |isbn=978-0-387-47301-7 |page=474 |url=https://books.google.com/books?id=fgj_TZ06niYC&pg=PA474}}</ref>

1982 წელს დონალდ ბაქერმა კოლეგებთან თანამშრომლობით პირველი მილიწამური პულსარი PSR B1937+21 აღმოაჩინა.<ref>{{cite book |title=Pulsar Astronomy |edition=illustrated |first1=Francis |last1=Graham-Smith |publisher=Cambridge University Press |year=2006 |isbn=978-0-521-83954-9 |page=11 |url=https://books.google.com/books?id=AK9N3zxL4ToC&pg=PA11}}</ref> 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,<ref>{{cite book |title=Rotation and Accretion Powered Pulsars |edition=illustrated |first1=Pranab |last1=Ghosh |publisher=World Scientific |year=2007 |isbn=978-981-02-4744-7 |page=281 |url=https://books.google.com/books?id=fmtqDQAAQBAJ&pg=PA281}}</ref> 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.<ref>{{cite journal |doi=10.1038/nature09466 |last1=Demorest |first1=Paul B. |last2=Pennucci |first2=T. |last3=Ransom |first3=S. M. |last4=Roberts |first4=M. S. |last5=Hessels |first5=J. W. |title= A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay |journal=Nature |volume=467 |issue=7319 |pages=1081–1083 |bibcode=2010Natur.467.1081D |year=2010 |pmid=20981094 |arxiv=1010.5788 }}</ref> 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.<ref>{{cite journal |doi=10.1126/science.1233232 |last1=Antoniadis |first1=John |title=A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary |journal=Science |volume=340 |issue=6131 |bibcode=2013Sci...340..448A |date=2012 |arxiv=1304.6875 |pages=1233232 |pmid=23620056 |citeseerx=10.1.1.769.4180 }}</ref> 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.<ref>{{cite web |url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20171016 |title=LIGO Detection of Colliding Neutron Stars Spawns Global Effort to Study the Rare Event |first=Kimberly M. |last=Burtnyk |date=16 October 2017 |website= |accessdate=17 November 2017}}</ref>

== ქვეტიპები ==
* ნეიტრონული ვარსკვლავი.
** იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი.<ref name="cco" /><ref name="pavlov" /><ref name="ins">{{cite book |arxiv=1008.2891 |date=April 2010 |first=Sandro |last=Mereghetti |title=High-Energy Emission from Pulsars and their Systems |volume=21 |pages=345–363 |doi=10.1007/978-3-642-17251-9_29 |chapter=X-ray emission from isolated neutron stars |series=Astrophysics and Space Science Proceedings |isbn=978-3-642-17250-2 |bibcode=2011ASSP...21..345M }}</ref><ref name="slac">{{cite web |url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C041213/presents/0041_TLK.PDF |title=Thermal Radiation from Isolated Neutron Stars |publisher=SLAC National Accelerator Laboratory |accessdate=28 April 2016 |first=George |last=Pavlov |first2=Slava |last2=Zavlin |first3=Divas |last3=Sanwal |first4=Oleg |last4=Kargaltsev |first5=Roger |last5=Romani}}</ref>
*** პულსარი ბრუნვის ენერგიით.<ref name="cco" /> ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც პულსირებად რადიაციას რეგულარული ინტერვალით გამოსცემენ.
**** მოკლეპერიოდული მბრუნავი რადიოპულსარი.<ref name="cco" /> 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.<ref name="pavlov" />
**** ანომალური რენტგენული პულსარი.<ref name="pavlov" />
*** ნეიტრონული ვარსკვლავი რადიოგამოსხივების გარეშე.
**** იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი რენტგენული გამოსხივების გარეშე.<ref name="cco" />
**** სუპერნოვას ნარჩენების ცენტრში მდებარე ობიექტი. ახალგაზრდა რადიო და რენტგენული პულსირებადი გამოსხივების გარეშე. იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი სუპერნოვას ნარჩენებით გარშემორტყმული.<ref name="cco" />
** 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.<ref>{{cite journal |bibcode=1989PThPh..81.1006N |title=Binary Sub-Millisecond Pulsar and Rotating Core Collapse Model for SN1987A |first=T. |last=Nakamura |doi=10.1143/PTP.81.1006 |journal=Progress of Theoretical Physics |volume=81 |issue=5 |pages=1006–1020 |date=1989 }}</ref>
**** 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).<ref>Thompson, Todd A.; [http://www.astro.princeton.edu/~burrows/eos.wind.thermal/wind.html ''Neutrino-Driven Protoneutron Star Winds'']</ref>
** 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.
* [http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html Introduction to neutron stars]
* [https://arxiv.org/abs/nucl-th/0309041 Neutron Stars for Undergraduates] and its [http://t16web.lanl.gov/Silbar/NStarErrata.html Errata] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090114195820/http://t16web.lanl.gov/Silbar/NStarErrata.html |date=2009-01-14 }}

==შენიშვნები==
<references group="lower-alpha"/>
==სქოლიო==
{{სქოლიო}}

{{ვარსკვლავი}}

[[კატეგორია:ვარსკვლავები]]