W 1933 roku na zjeździe American Physical Society została ogłoszona koncepcja istnienia gwiazd neutronowych. Ogłosili ją dwaj naukowcy - Niemiec Walter Baade i Szwajcar Fritz Zwicky.

W 1938 roku rosyjski fizyk, Lew Dawidowicz Landau, opracował teorię powstawania gwiazd neutronowych. Naukowcy podejrzewali, że w procesie powstawania supernowej masa gwiazdy jest w znacznym stopniu unicestwiana, a jej pozostałości zapadają się do niewielkiego obiektu. Obiekt ów miał być zbyt mały i słaby, aby można było go wykryć. Jednak w 1967 roku Antony Hewish i Jocelyn Bell odkryli pulsar, tym samym potwierdzając istnienie gwiazd neutronowych. 

Naukowcy odkryli, iż gwiazdy neutronowe wirują i w związku z tym wytwarzają duże pola magnetyczne. W takim razie powinny też emitować fale elektromagnetyczne. 

Czym jest gwiazda neutronowa?

Gwiazda neutronowa jest gwiazdą zdegenerowaną. Oznacza to, że w swoim wnętrzu zawiera materię zdegenerowaną , w której ciśnienie i inne własności fizyczne są determinowane prawami mechaniki kwantowej.

Materia, z której zbudowana jest gwiazda neutronowa jest niewyobrażalnie wręcz gęsta. Gwiazdy tego typu, o średnicy mierzącej zaledwie około 25 kilometrów, mają masę zbliżoną do masy dwóch Słońc. Nie ma we Wszechświecie nic równie gęstego jak materia, która tworzy gwiazdy neutronowe. Gęstość i siła grawitacji panujące w owej materii są niebotycznie wielkie.

Gwiazda neutronowa składa się z czterech obszarów:

  • skorupy zewnętrznej (jej materia złożona jest z silnie zdegenerowanych jonów i elektronów. Gęstości w dolnej części tej warstwy, sięgającej kilkuset metrów, są tak wysokie, że pojawia się wyciek neutronów)
  • skorupy wewnętrznej (tu materia składa się z elektronów, swobodnych neutronów i jąder atomowych. Grubość tej warstwy to około 1 km)
  • jądra zewnętrznego (tu materia zbudowana jest głównie z neutronów i w mniejszej ilości z protonów, mionów i elektronów)
  • jądra wewnętrznego (występuje w najbardziej masywnych gwiazdach neutronowych).

Umownie granica między jądrem zewnętrznym a wewnętrznym jest określona gęstością około 5,5 * 1014 g/cm3. Powyżej tej gęstości struktura materii nie jest już dokładnie określona równaniem stanu wynikającym ze znanych praw fizyki jądrowej.

Gwiazda protoneutronowa to młoda, gorąca gwiazda neutronowa. Taka gwiazda może w jądrze pochłaniać neutrina, dla których Ziemia jest niemal przezroczysta. W efekcie zwiększa się ciśnienie i rozmiar gwiazdy, ale także zmniejsza się degeneracja jej materii.

Tę równowagę destabilizuje ucieczka neutrin z gwiazdy , która mogłaby prowadzić do wybuchu supernowej, gdyby nie fakt, że nie ma tam niezdegenerowanej materii napędzającej falę uderzeniową.