Нейтро́нные звёзды, класс компактных астрономических объектов, состоящих из вырожденного вещества. В недрах нейтронных звёзд существуют области с высокой плотностью вещества, достаточной для стабильности свободных нейтронов относительно бета-распада. Нейтронные звёзды были теоретически предсказаны в 1930-х гг. в работах Л. Д. Ландау, В. Бааде, Ф. Цвикки и др. Открыты в 1967 г. как радиопульсары – импульсные источники радиоизлучения.

При типичной массе 1–2 массы Солнца нейтронные звёзды имеют радиус 10–15 км, что соответствует средней плотности вещества около 5·10¹⁷ кг/м³ – выше плотности ядерной материи. В центральной части нейтронной звезды плотность может превосходить ядерную в несколько раз. Исключая самые внешние слои, вещество находится в состоянии, при котором ядра атомов разрушены. Нейтронные звёзды обладают сильными магнитными полями (с магнитной индукцией от 10⁴ до 10¹¹ Тл) и могут обладать чрезвычайно быстрым вращением – с периодом до 1 мс (что соответствует скорости вращения на экваторе более 70 000 км/с). Нейтронные звёзды устойчивы за счёт давления, связанного с ферми-движением барионов и сильным взаимодействием этих частиц. Существует верхний предел массы нейтронных звёзд (предел Оппенгеймера – Волкова), определяемый пока точно неизвестным уравнением состояния вещества в их недрах. При массе больше предельной (около 2,5 массы Солнца) происходит гравитационный коллапс с образованием чёрной дыры. Нижний предел массы определяется устойчивостью объекта. Для относительно холодного объекта он составляет около 0,1 массы Солнца. Однако в природе столь лёгкие нейтронные звёзды пока не обнаружены, что связано с механизмом формирования этих объектов. Самые лёгкие известные нейтронные звёзды имеют массы около 1,1 массы Солнца.

Наиболее часто говорят о нейтронных звёздах как конечных стадиях эволюции массивных звёзд. Это основной механизм образования подобных объектов в природе. Звёзды с начальными массами выше примерно 8–10 масс Солнца, исчерпав термоядерное горючее, претерпевают гравитационный коллапс ядра, порождая компактный объект. При начальных массах звезды от 8 до 30 масс Солнца после коллапса образуется нейтронная звезда; при бóльших массах, вероятнее всего, формируются чёрные дыры (хотя диапазоны масс звёзд-прародителей для формирования компактных объектов разного типа пока известны недостаточно точно и зависят от ряда параметров, например химического состава). Примерно 70–90 % случаев коллапса ядра приводят к образованию нейтронной звезды. Формирование нейтронных звёзд сопровождается вспышкой сверхновой и сбросом внешней оболочки звезды (рис. 1).Рис. 1. Рентгеновское изображение молодого остатка сверхновой звезды Кассиопея А с компактным источником (остывающей нейтронной звездой) в центре. Фото: космическая обсерватория «Чандра».Рис. 1. Рентгеновское изображение молодого остатка сверхновой звезды Кассиопея А с компактным источником (остывающей нейтронной звездой) в центре. Фото: космическая обсерватория «Чандра». Небольшая доля нейтронных звёзд может также образовываться при коллапсе белых карликов в двойных системах, в процессе которого масса белого карлика возрастает за счёт аккреции на него вещества со второго компонента или слияния обоих компонентов системы. Кроме того, слияния двойных нейтронных звёзд могут приводить к формированию массивных объектов этого типа. Современный темп рождения нейтронных звёзд в Галактике составляет примерно 2–3 объекта за 100 лет. За время жизни Галактики в ней образовалось несколько сотен миллионов нейтронных звёзд. Часть из них покинула диск Галактики из-за больших начальных скоростей, достигающих нескольких тысяч километров в секунду и связанных со взрывом сверхновых звёзд, распадом двойных систем и/или особенностями эволюции нейтронных звёзд в самом начале их существования.

Нейтронные звёзды наблюдаются как астрономические источники разных типов. Среди обнаруженных нейтронных звёзд наиболее многочисленны радиопульсары. На 2020 г. их известно почти 3000. Кроме этого, одиночные нейтронные звёзды наблюдаются как молодые остывающие объекты, магнитары и гамма-источники. Большое количество нейтронных звёзд (сотни источников) наблюдается как в нашей Галактике, так и в других звёздных системах, в тесных двойных системах благодаря аккреции.

Наблюдательные проявления известных нейтронных звёзд могут быть связаны с гравитационной энергией (аккрецирующие объекты), вращательной энергией (радиопульсары), тепловой энергией (остывающие нейтронные звёзды) или энергией магнитного поля (магнитары). В первом случае вещество второго компонента двойной системы или межзвёздный газ гравитационно захватывается нейтронной звездой, разгоняется в поле тяготения, а затем в аккреционном потоке или непосредственно при взаимодействии с поверхностью часть энергии высвечивается в основном в рентгеновском диапазоне. Во втором случае быстрое вращение (с периодом примерно от 1 мс до 10 с) нейтронной звезды с сильным магнитным полем приводит к генерации электромагнитного излучения и потока релятивистских частиц. Кроме импульсов в радиодиапазоне, у ряда источников этого типа также зарегистрировано излучение в других диапазонах спектра. В третьем случае наблюдается тепловое излучение молодой (возрастом до нескольких сотен тысяч лет) нейтронной звезды с температурой поверхности около миллиона градусов (недра нейтронных звёзд, имеющие у молодых объектов температуры сотни миллионов градусов, также являются источниками нейтрино, однако пока чувствительности инструментов не хватает для их регистрации). Наконец, магнитары, согласно общепринятой модели, высвечивают в регулярном или вспышечном режиме энергию своего очень сильного магнитного поля (также можно говорить о выделении энергии мощных электрических токов, текущих в коре нейтронной звезды и создающих это магнитное поле). В течение десятых долей секунды светимость в максимуме вспышки магнитара может превосходить светимость крупной галактики.

В ранних моделях нейтронных звёзд предполагалось, что компактные объекты в основном (около 90 % по массе) должны состоять из нейтронов – отсюда название данного класса объектов. Последующие исследования показали, что существует много возможностей для внутреннего строения и состава компактных объектов. До сих пор не установлено, какая из них реализуется в природе. В современной астрономии используется множество различных методик, направленных на наблюдательное ограничение их уравнения состояния. В первую очередь речь идёт об измерении размеров нейтронных звёзд с помощью рентгеновских наблюдений и их масс в двойных системах с радиопульсарами. Также важны данные экспериментов на ускорителях элементарных частиц и данные гравитационно-волновых детекторов о слияниях двойных систем, содержащих нейтронные звёзды.

Рис. 2. Внутреннее строение нейтронной звезды.Рис. 2. Внутреннее строение нейтронной звезды.Для расчёта структуры нейтронной звезды необходим учёт эффектов квантовой механики и общей теории относительности. Выделяют кору и ядро нейтронной звезды, которые, в свою очередь, подразделяют на внутреннюю и внешнюю кору и внутреннее и внешнее ядро (рис. 2). Внешняя кора имеет толщину в несколько сотен метров и состоит в основном из ядер тяжёлых химических элементов (Z), обогащённых нейтронами, и вырожденных электронов (e^–). Кроме самых наружных слоёв, внешняя кора твёрдая, т. к. ядра формируют кристаллическую решётку.

Во внутренней коре толщиной 1–2 км начинается процесс нейтронизации: из переобогащённых нейтронами ядер в среду попадают свободные нейтроны (n). Это происходит при плотности $\rho\approx4\cdot10^{14}\ кг/м^3.$ Доля свободных нейтронов растёт с увеличением плотности в глубь коры. Нейтроны во внутренней коре могут находиться в сверхтекучем состоянии. Внешнее ядро имеет толщину в несколько километров; плотность составляет от $0,\!5\,\rho_0$ до $2\,\rho_0,$ где $\rho_0\approx2,\!8\cdot10^{17}\ кг/м^3$ – ядерная плотность. Вещество представляет собой сильно неидеальную ферми-жидкость и состоит в основном из нейтронов (n), протонов (p), электронов (e^–) и мюонов (µ); атомных ядер там уже нет. Протоны и нейтроны могут находиться в сверхтекучем состоянии; для протонов это означает и сверхпроводимость. Свойства вещества во внутреннем ядре известны плохо, поскольку плотность там в несколько раз превосходит ядерную, а столь высокие плотности для стабильного и относительно холодного вещества пока недостижимы в земных лабораториях. Основные гипотезы строения внутреннего ядра включают в себя появление гиперонов, образование пионного или каонного конденсата, появление кварковой материи.

Снаружи у нейтронных звёзд может присутствовать тонкая (толщиной от нескольких миллиметров до нескольких сантиметров) атмосфера, которая существенно модифицирует спектр теплового излучения поверхности.

Благодаря экстремальным свойствам нейтронные звёзды являются важным объектом для изучения с точки зрения фундаментальной физики: квантовой электродинамики, квантовой хромодинамики, теории гравитации. Так, например, изучение радиопульсаров, входящих в двойные системы с другими компактными объектами, позволило получить косвенное подтверждение существования гравитационных волн и проверить многие эффекты, предсказанные общей теорией относительности. За это открытие Р. Халс и Дж. Тейлор в 1993 г. были удостоены Нобелевской премии по физике.

Новым каналом информации о свойствах нейтронных звёзд стало обнаружение гравитационно-волновых всплесков, вызванных слияниями нейтронных звёзд в двойных системах. Этот процесс сопровождается всплеском электромагнитного излучения и послесвечением, связанным с синтезом радиоактивных изотопов в результате слияния (килоновая). Анализ таких событий позволяет уточнять параметры, характеризующие внутреннее строение нейтронных звёзд.