Большая Советская энциклопедия - нейтронные звёзды

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 Н. з. 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 Н. з. могут образовываться при вспышках сверхновых звёзд (См. Сверхновые звёзды). 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 (см. Коллапс гравитационный). 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). Для такого процесса необходимы плотности ρ ≥ 10¹⁰ г/см³. При плотностях ρ ≥ 10¹² г/см³ и температурах Т ≤ 10¹⁰ К, характерных для Н. з., вещество представляет собой вырожденный нейтронный газ (см. Вырожденный газ). Механическое равновесие Н. з. связано с компенсацией сил тяготения давлением вырожденного газа нейтронов. Для равновесного устойчивого состояния Н. з. характерны следующие параметры (в среднем): масса .