Нейтронная звезда — астрономическое тело, один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.
Нейтронная звезда - одна из возможных конечных стадий эволюции звёзд большой массы; вещество нейтронной звезды состоит из нейтронов с малой примесью электронов, протонов и более тяжёлых ядер. На возможность существования нейтронных звезд впервые указал Л. Д. Ландау (1932) сразу же после открытия нейтрона (Дж. Чедвик, 1932). В 1934 американские астрономы У. Бааде и Ф. Цвикки предположили, что нейтронные звезды могут образовываться при вспышках сверхновых звёзд. Из теории эволюции звёзд следует, что у массивных звёзд на стадии почти полного "выгорания" ядерного горючего в их центральной области может произойти катастрофически быстрое гравитационное сжатие — гравитационный коллапс. При коллапсе плотность вещества возрастает настолько, что достигается состояние, когда нейтроны становятся устойчивее протонов. В этих условиях происходит превращение протонов и стабильных атомных ядер в нейтроны и атомные ядра с избытком нейтронов (нейтронизация вещества).
Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×1017 кг/м³). Строение и свойства нейтронных звезд обусловлены в значительной мере ядерными силами. Кроме того, для нейтронной звезды характерна большая величина гравитационной энергии связи (~ 1053 эрг), что приводит к появлению существенных поправок к ньютоновской теории тяготения, следующих из общей теории относительности. Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению . Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самая массивная нейтронная звезда из открытых Vela X-1 имеет массу не менее (1,88±0,13) солнечных масс (на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34%). Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды.
Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012—1013 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнитары (реже пишут также магнетары) — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 1014 Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414×1013 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec2) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т.д.
Нейтронные звезды были открыты в 1967 по пульсации их радиоизлучения (эти звёзды назвали пульсарами), причём ряд пульсаров определенно связан с остатками сверхновых (в частности, пульсар PSR 0532 в Крабовидной туманности).
Источники информации:
Дополнительно от Генон: