Если масса звезды более 1,2 массы Солнца, то в ходе ее сжатия плотность вещества превысит 10>9 г/см>3. При такой плотности возникают ядерные реакции, поглощающие много энергии. Равенство сил тяготения и давления нарушается, и звезда начнет стремительно сжиматься.
В процессе этого сжатия может произойти ядерный взрыв, который мы наблюдаем как вспышку сверхновой. При этом звезда сбрасывает оболочку и превращается в так называемую нейтронную звезду. Силы тяготения сжимают ее настолько, что в центре звезды плотность становится сравнима с ядерной, 10>14–10>15 г/см>3.
Нейтронная звезда — это своеобразное атомное ядро поперечником в десяток километров. В такой звезде ядерные частицы — нуклоны — очень тесно прижаты друг к другу. Если ее масса не превосходит две массы Солнца, то нуклонный газ способен квантовыми силами воспрепятствовать дальнейшему сжатию звезды. Таково конечное состояние этой остывшей звезды. Правда, понятие холода к нейтронной звезде совершенно неприемлемо с точки зрения земных представлений. Ведь в столь плотном газе тепло никак не должно сказываться на величине давления, даже если температура газа сотни миллионов градусов. Поэтому-то, хотя астрофизики часто называют нейтронную звезду холодной, в ее центре температура может достигать сотен миллионов градусов, а на поверхности миллиона.
Долго искали астрономы нейтронные звезды, но безуспешно. И это вполне закономерно. Звезду радиусом 10 километров и с температурой миллион градусов можно увидеть только в самые крупные телескопы, если она к тому же достаточно близка к нам. Дело в том, что излучающая поверхность нейтронных звезд очень мала и они, как правило, испускают видимого света в миллион раз меньше нашего Солнца. Но если мы даже видим нейтронную звезду, остается вопрос, как отличить ее от обычных слабых звезд.
Нейтронные звезды пытались обнаружить по воздействию их тяготения на близлежащие звезды. В тесной двойной системе заметить слабую нейтронную невозможно — она тонет в ярком свете своей соседки. Однако нейтронные звезды имеют такую же массу, как и большинство других звезд. Астрономы стали искать в двойных системах звезды с нормальной массой, но очень низкой светимостью. Однако эти попытки не увенчались успехом.
Открыли нейтронные звезды совершенно случайно в 1967 году английские радиоастрономы спустя 33 года после их теоретического предсказания. Оказалось, что вблизи поверхности нейтронных звезд, которые обладают сильным магнитным полем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Такая активная область вращается вместе с поверхностью звезды, излучает пучок направленных радиоволн, как вращающийся прожектор. Этот пучок бежит по небу, и, когда попадает на Землю, мы наблюдаем вспышки радиоизлучения, которые происходят через равные промежутки времени, соответствующие периоду вращения звезды. Эти вспышки и зарегистрировали английские радиоастрономы.