Были предсказаны в начале 30-х гг. XX в. советским физиком Л. Д. Ландау, астрономами В. Бааде и Ф. Цвикки. В 1967 г. были открыты пульсары, которые к 1977 г. были окончательно отождествлены с нейтронными звёздами.

Нейтронные звёзды обра-зовываются в результате взрыва сверхновой на последней стадии эволюции звезды большой массы.

Если масса остатка сверхновой (т. е. то, что остаётся пос-ле сброса оболочки) больше 1,4 M ☉ , но меньше 2,5 M ☉ , то сжатие его продолжается и после взрыва до тех пор, пока плотность не достигнет ядерных значений. Это приведёт к то-му, что электроны будут «вдавлены» в ядра, и образуется ве-щество, состоящее из одних нейтронов. Возникает нейтронная звезда.

Радиусы нейтронных звёзд, как и радиусы белых карли-ков, уменьшаются при увеличении массы. Так, нейтронная звезда массой 1,4 M ☉ (минимальная масса нейтронной звезды) имеет радиус 100—200 км, а при массе 2,5 M ☉ (максималь-ная масса) — всего 10—12 км. Материал с сайта

Схематический разрез нейтрон-ной звезды показан на рисунке 86. Наружные слои звезды (рис. 86, III) состоят из железа, образующего твёрдую ко-ру. На глубине примерно 1 км начинается твёрдая кора из железа с примесью нейтронов (рис. 86), которая перехо-дит в жидкое сверхтекучее и сверхпроводящее ядро (рис. 86, I). При массах, близких к предельным (2,5—2,7 M ☉), в центральных областях нейтронной звезды появля-ются более тяжёлые элементарные частицы (гипероны).

Плотность нейтронной звезды

Плотность вещества в нейтронной звезде сравнима с плот-ностью вещества в атомном ядре: она достигает 10 15 —10 18 кг/м 3 . При таких плотностях самостоятельное существование элек-тронов и протонов невозможно, и вещество звезды состоит практически из одних нейтронов.

Картинки (фото, рисунки)

На этой странице материал по темам:

Объекты, о которых пойдет речь в статье, были открыты случайно, хотя ученые Ландау Л. Д. и Оппенгеймер Р. предсказали их существование еще в 1930 году. Речь идет о нейтронных звездах. О характеристиках и особенностях этих космических светил и пойдет речь в статье.

Нейтрон и одноименная звезда

После предсказания в 30-х годах XX столетия о существовании нейтронных звезд и после того, как был открыт нейтрон (1932 г.), Бааде В. вместе с Цвики Ф. в 1933 году на съезде физиков в Америке заявили о возможности образования объекта под названием нейтронная звезда. Это космическое тело, возникающее в процессе взрыва сверхновых.

Однако все выкладки были только теоретическими, так как доказать на практике такую теорию не представлялось возможным из-за отсутствия соответствующего астрономического оборудования и слишком малых размеров нейтронной звезды. Но в 1960 году стала развиваться рентгеновская астрономия. Тогда, совершенно неожиданно, нейтронные звезды были открыты благодаря радионаблюдениям.

Открытие

1967 год стал знаменательным в этой области. Белл Д., будучи аспиранткой Хьюиша Э., смогла открыть космический объект - нейтронную звезду. Это испускающее постоянное излучение радиоволновых импульсов тело. Феномен сравнили с космическим радиомаяком из-за узкой направленности радиолуча, который исходил от вращающегося очень быстро объекта. Дело в том, что любая другая стандартная звезда не смогла бы сохранить свою целостность при такой высокой вращательной скорости. На это способны только нейтронные звёзды, среди которых первой открытой стал пульсар PSR B1919+21.

Судьба массивных звезд очень отличается от маленьких. В таких светилах наступает момент, когда давление газа уже не уравновешивает гравитационные силы. Такие процессы приводят к тому, что звезда начинает неограниченно сжиматься (коллапсировать). При массе звезды, превышающей солнечную в 1,5-2 раза, коллапс будет неизбежным. В процессе сжатия газ внутри звездного ядра нагревается. Поначалу все происходит очень медленно.

Коллапс

Достигая определенной температуры, протон способен превратится в нейтрино, которые сразу покидают звезду, унося с собой энергию. Коллапс будет усиливаться, пока все протоны не перейдут в нейтрино. Таким образом образуется пульсар, или нейтронная звезда. Это коллапсирующее ядро.

Внешняя оболочка при образовании пульсара получает энергию сжатия, которая после будет со скоростью не в одну тысячу км/сек. выброшена в пространство. При этом образуется ударная волна, способная привести к новому звездообразованию. У такой в миллиарды раз превысит первоначальную. После такого процесса, в течение времени от одной недели до месяца, звезда излучает свет в количестве, превышающем целую галактику. Такое небесное светило называют сверхновой звездой. Ее взрыв приводит к образованию туманности. В центре туманности находится пульсар, или нейтронная звезда. Это так называемый потомок звезды, которая взорвалась.

Визуализация

В глубинах всего пространства космоса происходят удивительные события, среди которых - столкновение звезд. Благодаря сложнейшей математической модели ученым НАСА удалось визуализировать буйство огромного количества энергии и вырождение материи, задействованной в этом. Перед глазами наблюдателей разыгрывается невероятно мощная картина космического катаклизма. Вероятность того, что произойдет столкновение нейтронных звезд, - очень велика. Встреча двух таких светил в пространстве начинается с их запутывания в гравитационных полях. Обладая огромной массой, они, так сказать, обмениваются объятиями. При столкновении происходит сильнейший взрыв, сопровождающийся невероятно мощным выбросом гамма-излучения.

Если рассматривать нейтронную звезду отдельно, то это остатки после взрыва сверхновой, у которой жизненный цикл заканчивается. Масса доживающей свой век звезды превышает солнечную в 8-30 раз. Вселенная часто озаряется взрывами сверхновых светил. Вероятность того, что нейтронные светила встретятся во вселенной, достаточно высока.

Встреча

Интересно, что при встрече двух звезд развитие событий нельзя предвидеть однозначно. Один из вариантов описывает математическая модель, предложенная учеными НАСА из Центра космических полетов. Процесс начинается с того, что две нейтронные звезды располагаются друг от друга в космическом пространстве на расстоянии, приблизительно равном 18 км. По космическим меркам нейтронные звезды с массой в 1,5-1,7 раз больше солнечной считаются крошечными объектами. Их диаметр колеблется в пределах 20 км. Благодаря такому несоответствию объема и массы нейтронная звезда является обладательницей сильнейшего гравитационного и магнитного поля. Только представьте себе: чайная ложка материи нейтронного светила весит как вся гора Эверест!

Вырождение

Невероятно высокие гравитационные волны нейтронной звезды, действующие вокруг нее, являются причиной того, что материя не может находиться в виде отдельных атомов, которые начинают разрушаться. Сама же материя переходит в вырожденную нейтронную, в которой строение самих нейтронов не даст возможности перейти звезде в сингулярность и затем - в черную дыру. Если же масса вырожденной материи начнет увеличиваться по причине добавления к ней, то гравитационные силы будут в состоянии преодолеть сопротивление нейтронов. Тогда ничто не будет препятствовать разрушению структуры, образовавшейся в результате столкновения нейтронных звездных объектов.

Математическая модель

Изучая эти небесные объекты, ученые пришли к выводу, что плотность нейтронной звезды сравнима с плотностью вещества в ядре атома. Ее показатели находятся в рамках от 1015 кг/м³ до 1018 кг/м³. Таким образом, самостоятельное существование электронов и протонов невозможно. Вещество звезды практически состоит из одних нейтронов.

Созданная математическая модель демонстрирует, как мощные периодические гравитационные взаимодействия, возникающие между двумя нейтронными звездами, прорывают тонкую оболочку двух звезд и выбрасывают в пространство, окружающее их, огромное количество излучения (энергии и материи). Процесс сближения происходит очень быстро, буквально за доли секунды. В результате столкновения образуется тороидальное кольцо материи с новорожденной черной дырой в центре.

Важное значение

Моделирование таких событий имеет важное значение. Благодаря им ученые смогли понять, как образуются нейтронная звезда и черная дыра, что происходит при столкновении светил, каким образом зарождаются и умирают сверхновые и многие другие процессы космического пространства. Все эти события являются источником появления самых тяжелых химических элементов во Вселенной, еще более тяжелых, чем железо, неспособных образоваться иным путем. Это говорит об очень важном значении нейтронных звезд во всей Вселенной.

Вращение небесного объекта огромного объема вокруг своей оси поражает. Такой процесс вызывает коллапс, но при всем этом масса нейтронной звезды практически остается прежней. Если представить себе, что звезда будет продолжать сжиматься, то, согласно закону сохранения момента вращения, угловая скорость вращения звезды увеличится до невероятных значений. Если для полного оборота звезде нужно было примерно 10 суток, то в результате она будет проделывать тот же оборот за 10 миллисекунд! Это невероятные процессы!

Развитие коллапса

Ученые занимаются исследованием таких процессов. Возможно, мы станем свидетелями новых открытий, которые пока для нас кажутся фантастикой! Но что может быть, если представить себе развитие коллапса дальше? Чтобы легче было представить, возьмем для сравнения пару нейтронная звезда/земля и их гравитационные радиусы. Так вот, при непрерывном сжатии звезда может дойти до такого состояния, когда нейтроны начнут превращаться в гипероны. Радиус небесного тела станет настолько маленьким, что перед нами окажется комок сверхпланетного тела с массой и полем тяготения звезды. Это можно сравнить с тем, как если бы земля стала по размерам равной мячику для пинг-понга, а гравитационный радиус нашего светила, Солнца, был бы равен 1 км.

Если представить, что маленький комок звездного вещества обладает притяжением огромной звезды, то он способен удержать возле себя целую планетарную систему. Но и плотность у такого небесного тела слишком высока. Через него постепенно перестают пробиваться лучи света, тело как бы потухает, оно перестает быть видимым для глаза. Не меняется лишь поле тяготения, которое предупреждает о том, что здесь находится гравитационная дыра.

Открытия и наблюдения

Впервые от слияния нейтронных звезд были зафиксированы совсем недавно: 17 августа. Два года назад было зарегистрировано слияние черных дыр. Это настолько важное событие в области астрофизики, что наблюдения одновременно вели 70 космических обсерваторий. Ученые смогли убедиться в правоте гипотез о гамма-всплесках, удалось наблюдать описанный ранее теоретиками синтез тяжелых элементов.

Такое повсеместное наблюдение за гамма-всплеском, гравитационными волнами и видимым светом дало возможность определить область на небе, в которой произошло знаменательное событие, и галактику, где были эти звезды. Это NGC 4993.

Безусловно, астрономы давно наблюдают за короткими Но до сих пор они не могли точно сказать об их происхождении. За основной теорией была версия слияния нейтронных звезд. Теперь она подтвердилась.

Для описания нейтронной звезды с помощью математического аппарата ученые обращаются к уравнению состояния, связывающему плотность с давлением вещества. Однако таких вариантов целое множество, и ученые просто не знают, какой же из существующих будет правильным. Есть надежда, что гравитационные наблюдения помогут разрешить этот вопрос. На данный момент сигнал не дал однозначного ответа, но уже помогает оценить форму звезды, зависящую от гравитационного притяжения ко второму светилу (звезде).

МОСКВА, 28 авг - РИА Новости. Ученые обнаружили рекордно тяжелую нейтронную звезду, масса которой в два раза превышает массу Солнца, что заставит их пересмотреть ряд теорий, в частности, теории, согласно которой внутри сверхплотного вещества нейтронных звезд могут присутствовать "свободные" кварки, говорится в статье, опубликованной в четверг в журнале Nature .

Нейтронная звезда представляет собой "труп" звезды, оставшийся после вспышки сверхновой. Ее размер не превышает размеров небольшого города, однако вещество по плотности в 10-15 раз выше плотности атомного ядра - "щепотка" вещества нейтронной звезды весит более 500 миллионов тонн.

Гравитация "вдавливает" электроны в протоны, превращая их в нейтроны, почему нейтронные звезды и получили такое название. До последнего времени ученые полагали, что масса нейтронной звезды не может превысить две солнечных, поскольку иначе гравитация "схлопнет" звезду в черную дыру. Состояние недр нейтронных звезд во многом является загадкой. Например, обсуждается присутствие "свободных" кварков и таких элементарных частиц, как K-мезоны и гипероны в центральных областях нейтронной звезды.

Авторы исследования, группа американских ученых во главе с Полом Деморестом (Paul Demorest) из Национальной радиообсерватории, изучали двойную звезду J1614-2230 в трех тысячах световых лет от Земли, один из компонентов которой является нейтронной звездой, а второй белым карликом.

При этом нейтронная звезда представляет собой пульсар, то есть звезду, испускающую узконаправленные потоки радиоизлучения, в результате вращения звезды поток излучения можно уловить с поверхности Земли с помощью радиотелескопов через разные промежутки времени.

Белый карлик и нейтронная звезда вращаются друг относительно друга. Однако на скорость прохождения радиосигнала от центра нейтронной звезды влияет гравитация белого карлика, она "тормозит" его. Ученые, измеряя на Земле время прихода радиосигналов, могут с высокой точностью установить массу объекта, "ответственного" за задержку сигнала.

"Нам очень повезло с этой системой. Быстровращающийся пульсар дает нам сигнал, приходящий с орбиты, которая прекрасно расположена. Более того, наш белый карлик довольно крупный для звезд подобного типа. Эта уникальная комбинация позволяет использовать эффект Шапиро (гравитационную задержку сигнала) в полной мере и упрощает измерения", - говорит один из авторов статьи Скотт Ренсом (Scott Ransom).

Двойная система J1614-2230 расположена таким образом, что наблюдать ее можно почти "с ребра", то есть в плоскости орбиты. Это облегчает точное измерение масс, входящих в нее звезд.

В результате масса пульсара оказалась равна 1,97 солнечной массы, что стало рекордом для нейтронных звезд.

"Эти измерения массы говорят нам, что если кварки вообще есть в ядре нейтронной звезды, они не могут быть "свободными", а, скорее всего, должны взаимодействовать друг с другом гораздо сильнее, чем в "обычных" атомных ядрах", - поясняет руководитель группы астрофизиков, занимающихся этим вопросом, Ферьял Озел (Feryal Ozel) из университета штата Аризона.

"Меня удивляет, что такой простой факт, как масса нейтронной звезды, может сказать так много в различных областях физики и астрономии", - говорит Ренсом.

Астрофизик Сергей Попов из Государственного астрономического института имени Штернберга отмечает, что изучение нейтронных звезд может дать важнейшую информацию о строении материи.

"В земных лабораториях нельзя изучать вещество при плотности намного больше ядерной. А это очень важно для понимания того, как устроен мир. К счастью, такое плотное вещество есть в недрах нейтронных звезд. Для определения свойств этого вещества очень важно узнать, какую предельную массу может иметь нейтронная звезда и не превратиться в черную дыру", - сказал Попов РИА Новости.

Остаток сверхновой Корма-А, в центре которой находится нейтронная звезда

Нейтронные звезды являются остатками массивных звезд, которые достигли конца своего эволюционного пути во времени и пространстве.

Эти интересные объекты, рождаются от некогда массивных гигантов, которые в четыре-восемь раз больше нашего Солнца. Происходит это во вспышке сверхновой.

После такого взрыва внешние слои выбрасываются в космос, ядро остается, но она больше не в состоянии поддерживать ядерный синтез. Без внешнего давления от вышележащих слоев, она коллапсирует и катастрофически сжимается.

Несмотря на свой малый диаметр — около 20 км, нейтронные звезды могут похвастаться в 1,5 раза большей массой нежели чем у нашего Солнца. Таким образом, они являются невероятно плотными.

Маленькая ложка вещества звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн. В ней протоны и электроны объединяются в нейтроны – этот процесс называется нейтронизацией.

Состав

Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер.
Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.

Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.

Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.

Радиопульсары

Радиоульсары были открыты в конце 1967 г. аспирантом Jocelyn Bell Burnell как радиоисточники, которые пульсируют на постоянной частоте.
Радиация, испускаемая звездой, видна как пульсирующий источник излучения или пульсар.

Схематическое изображение вращения нейтронной звезды

Радиопульсары (или просто пульсар) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых, движутся почти со скоростью света, как вращающийся луч маяка.

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их могут быть сотни в галактике.

Радиопульсар в Крабовидной туманности

Некоторые нейтронные звезды испускают рентгеновское излучение. Знаменитая Крабовидная туманность — хороший пример такого объекта, образовавшейся во время взрыва сверхновой. Эта вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 году нашей эры.

Ветер от Пульсара, видео телескопа Чандра

Радиопульсар в Крабовидной туманности, сфотографированный с помощью космического телескопа Хаббла через фильтр 547nm (зеленый свет) с 7 августа 2000 года по 17 апреля 2001 года.

Магнетары

Нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем самое сильное магнитное поле, производимое на Земле. Они также известны как магнетары.

Планеты у нейтронных звезд

На сегодня известно, что у четырех есть планеты. Когда она находится в двойной системе, то возможно измерить ее массу. Из числа таких двоичных систем в радио или рентгеновском диапазоне, измеренные массы нейтронных звезд были примерно в 1.4 раза больше массы Солнца.

Двойные системы

Совсем иной тип пульсаров виден в некоторых рентгеновских двойных системах. В этих случаях, нейтронная звезда и обычная образуют двойную систему. Сильное гравитационное поле тянет материал из обычной звезды. Материал, падающий на нее в процессе аккреции, нагревается так сильно, что производит рентгеновские лучи. Импульсные рентгеновские лучи видны, когда горячие пятна на вращающемся пульсаре проходят через луч зрения с Земли.

Для бинарных систем, содержащих неизвестный объект, эта информация помогает отличить: является ли он нейтронной звездой, или например черной дырой, потому что черные дыры куда более массивные.

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.

I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ яд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её образования.