Нейтронная звезда – сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва Сверхновой. Вещество нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов.
    Нейтронная звезда имеет ядерную плотность (10¹⁴-10¹⁵ г/см³) и типичный радиус 10-20 км. Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Это давление вырожденного существенно более плотного нейтронного газа в состоянии удерживать от гравитационного коллапса массы вплоть до 3M. Таким образом, масса нейтронной звезды меняется в пределах (1.4-3)M.

Рис. 1. Сечение нейтронной звезды массой 1.5M и радиусом R = 16 км. Указана плотность ρ в г/см³ в различных частях звезды.

    Нейтрино, образующиеся в момент коллапса сверхновой, быстро охлаждают нейтронную звезду. Её температура по оценкам падает с 10¹¹ до 10⁹ К за время около 100 с. Дальше темп остывания уменьшается. Однако он высок по космическим масштабам. Уменьшение температуры с 10⁹ до 10⁸ К происходит за 100 лет и до 10⁶ К – за миллион лет.
    Известно ≈ 1200 объектов, которые относят к нейтронным звёздам. Около 1000 из них расположены в пределах нашей галактики. Структура нейтронной звезды массой 1.5M и радиусом 16 км показана на рис. 1: I – тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. Область II представляет собой кристаллическую решётку атомных ядер и вырожденных электронов. Область III – твёрдый слой из атомных ядер, перенасыщенных нейтронами. IV – жидкое ядро, состоящее в основном из вырожденных нейтронов. Область V образует адронную сердцевину нейтронной звезды. Она, помимо нуклонов, может содержать пионы и гипероны. В этой части нейтронной звезды возможен переход нейтронной жидкости в твёрдое кристаллическое состояние, появление пионного конденсата, образование кварк-глюонной и гиперонной плазмы. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
    Обнаружить нейтронные звёзды оптическими методами сложно из-за малого размера и низкой светимости. В 1967 г. Э. Хьюиш и Дж. Белл (Кембриджский университет) открыли космические источники периодического радиоизлучения – пульсары. Периоды повторения радиоимпульсов пульсаров строго постоянны и для большинства пульсаров лежат в интервале от 10^-2 до нескольких секунд. Пульсары – это вращающиеся нейтронные звёзды. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звёзд, могут сохранять форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при коллапсе сверхновой и образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с очень сильным магнитным полем 10¹⁰–10¹⁴ Гс. Магнитное поле вращается вместе с нейтронной звездой, однако, ось этого поля не совпадает с осью вращения звезды. При таком вращении радиоизлучение звезды скользит по Земле как луч маяка. Каждый раз, когда луч пересекает Землю и попадает на земного наблюдателя, радиотелескоп фиксирует короткий импульс радиоизлучения. Частота его повторения соответствует периоду вращения нейтронной звезды. Излучение нейтронной звезды возникает за счёт того, что заряженные частицы (электроны) с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Таков механизм радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Т. Голдом (рис. 2).

Рис. 2. Модель пульсара

    Образование нейтронных звёзд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм: в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звёздных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белого карлика постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы белый карлик превращается в нейтронную звезду.

Рис. 3. Крабовидная туманность с нейтронной звездой в центре

См. также

• Белый карлик, нейтронная звезда, черная дыра

• Конечные этапы эволюции звезд

• Основные характеристики звезд

• Искусственная Вселенная

• Эволюция звезд

• Нуклеосинтез в сверхновых. Конечные стадии эволюции звезд