Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу 		 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Нейтронные звезды

 - гидростатически равновесные звёзды, вещество к-рых состоит в основном из нейтронов. Существование Н. з. было предсказано в 30-х гг. 20 в.,вскоре после открытия нейтрона. Однако только в 1967 г. они были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения - пульсаров. Затем было установлено, что Н. з. проявляют себя также как рентгеновские пульсары (1971 г.) и вспышечные источники рентг. излучения - барстеры (1975 г.). Не исключено, что на одной из стадий существования Н. з. явл. источниками гамма-всплесков. К 1984 г. открыто ок. 400 Н. з., из них ок. 20 в виде рентг. пульсаров, ок. 40 в виде барстеров, а остальные в виде обычных радиопульсаров.

Плотность и масса Н. з.
Рис. 1. Качественный вид зависимости
массы ${\mathfrak M}$ холодных звёзд
от их центральной плотности $\rho_c$
(по горизонтальной оси масштаб не выдержан).
Устойчивые конфигурации изображены
жирными сплошными линиями, неустойчивые -
штриховыми линиями. 1 - белые карлики,
2 - нейтронные звёзды, - ${\mathfrak M}_Ч$ предел
Чандрасекара для белых карликов.
Теория строения звёзд приводит к однозначной зависимости массы холодной, невращающейся и немагнитной звезды от её центральной плотности $\rho_c$. На графике этой зависимости (рис. 1) можно выделить два участка, соответствующих устойчивым равновесным состояниям звезд с резко различающимися значениями $\rho_c$. Участок $\rho_c<\rho_{cw}$ описывает белые карлики, а участок $\rho_{c,мин}<\rho_c<\rho_{c,макс}$ - Н. з. Плотность Н. з. монотонно уменьшается от центра к периферии, тем не менее плотность подавляющей части вещества Н. з. близка по порядку величины к плотности ядерной материи $\rho_n\approx 2,8\cdot 10^{14}$ г/см3. Поэтому св-ва вещества в недрах Н. з. имеют много общего со св-вами вещества атомных ядер. Однако в целом Н. з. нельзя рассматривать как гигантское атомное ядро. Атомное ядро представляет собой квантовомеханич. систему частиц (нуклонов), существование к-рой обусловлено действием ядерных сил, тогда как Н. з.- макроскопич. объект, находящийся в равновесии благодаря балансу между сжимающей его силой тяжести (совершенно несущественной в атомном ядре) и перепадом давления от центра к поверхности звезды, к-рый противодействует сжатию.

Внутр. строение Н. з. (радиальное распределение $\rho, T$ и др. параметров) определяется зависимостью давления р холодного вещества от $\rho$, т.е. уравнением состояния $p(\rho)$ при нулевой темп-ре Т, а также условиями гидростатич. равновесия с учётом эффектов общей теории относительности (ОТО). Именно такие эффекты ОТО, как способность энергии создавать гравитац. поле и искривление пространства при наличии сильного гравитац. поля, определяют существование макс. массы Н.з. ${\mathfrak M}_{макс}$ при конечной центральной плотности $\rho_{c,макс}$. Численные значения ${\mathfrak M}_{макс}$ и $\rho_{c,макс}$ зависят от вида ур-ния состояния при сверхъядерных плотностях $\rho\ge\rho_n$, поскольку существенная часть вещества Н. з. с массами, близкими к ${\mathfrak M}_{макс}$ оказывается сжатой именно до таких больших плотностей. Определение $p(\rho)$ в этом случае представляет очень сложную задачу ядерной физики и физики элементарных частиц, для решения к-рой необходимы детальные сведения о взаимодействии нейтронов, протонов и появляющихся при сверхъядерных плотностях мезонов и гиперонов. Различные модели сверхплотного вещества приводят к ${\mathfrak M}_{макс}=(1,4-2,7) {\mathfrak M}_\odot$ и $\rho_{c,макс}=2\cdot 10^{15}-10^{16}$ г/см3. Без учёта упомянутых эффектов ОТО и в предположении, что $p(\rho)$ определяется при любых плотностях вырожденным газом невзаимодействующих нейтронов, масса Н. з. была бы ограничена значением ${\mathfrak M}_{макс}=5,73 {\mathfrak M}_\odot$ - т.н. пределом Чандрасекара для нейтронного газа, причём ${\mathfrak M}_{макс}$ соответствовала бы бесконечной центральной плотности. Решение задачи о структуре Н. з. с тем же ур-нием состояния газа нейтронов, но в рамках ОТО, даёт ${\mathfrak M}_{макс}\approx 0,7 {\mathfrak M}_\odot$ и $\rho_{c,макс}\approx 6\cdot 10^{15}$ г/см3. В данном случае эффекты ОТО уменьшают предельную массу Н. з. более чем в 8 раз.

Экспериментальные данные физики высоких энергий показывают, что с уменьшением расстояния между нуклонами ядерные силы притяжения сменяются силами отталкивания. Поэтому при плотностях $\rho\ge\rho_n$ давление вещества оказывается больше, чем для газа невзаимодействующих нейтронов, способность вещества противодействовать сжимающей его силе тяжести увеличивается. В результате ${\mathfrak M}_{макс}$ повышается до указанных выше пределов, (1,4-2,7) ${\mathfrak M}_\odot$. Кроме того, отталкивание нуклонов с избытком компенсирует эффект, замедляющий рост давления с увеличением плотности, - рождение новых частиц (мезонов, гиперонов). Разброс предсказываемого значения ${\mathfrak M}_{макс}$ связан с трудностью построения количеств, теории сверхплотного вещества. Обычно принимают ${\mathfrak M}_{макс}\approx 2 {\mathfrak M}_\odot$.

Миним. масса Н. з. ${\mathfrak M}_{мин}\approx 0,1 {\mathfrak M}_\odot$ ($\rho_{c,мин}\approx 2 \cdot 10^{14}$ г/см3). Плотность вещества внутри Н. з. с массами, близкими к ${\mathfrak M}_{мин}$, меньше ядерной. Используемое в этом случае ур-ние состояния основывается на богатом экспериментальном материале и поэтому даёт достаточно точное значение ${\mathfrak M}_{мин}$. Сам факт существования миним. массы Н. з. связан с тем, что при низких плотностях нейтроны в силу своей неустойчивости уже не могут быть преобладающим компонентом вещества. При характерных для Н. з. (в случае ${\mathfrak M}>{\mathfrak M}_{мин}$) высоких плотностях нейтроны устойчивы и не распадаются, поскольку уже небольшой примеси протонов и электронов достаточно, чтобы в соответствии с принципом Паули воспрепятствовать распаду остальных нейтронов. Примером массы Н. з., определённой из наблюдений, может служить масса Н. з. ${\mathfrak M}= (1,42 0,12) {\mathfrak M}_\odot$ в двойном пульсаре PSR 1913+16.

Структура Н. з.
Радиусы Н. з. уменьшаются с ростом массы от $R \approx$(100-200) км при ${\mathfrak M}={\mathfrak M}_{мин}$ до $R\approx$(7-10) км при ${\mathfrak M}={\mathfrak M}_{макс}$. Осн. характеристики типичной Н. з. приведены в таблице, а её структура изображена на рис. 2.

Рис. 2. Схематический разрез нейтронной
звезды: 1 - жидкое ядро, состоящее из
вырожденных нейтронов с малой примесью
вырожденных протонов и электронов; 2 -
внутренняя кора, образованная атомными
ядрами, переобогащёнными нейтронами
(присутствуют также вырожденные электроны
и малая примесь свободных нейтронов);
3 - внешняя кора из образующих кристаллическую
решётку атомных ядер 56Fe и вырожденных
электронов.
Разброс величин в таблице отражает неопределённость ур-ния состояния сверхплотного ($\rho\ge\rho_n$) вещества. Миним. период вращения соответствует равенству гравитационной и центробежной сил на экваторе звезды. Гравитац. красное смещение z определяет относительное увеличение всех длин волн эл.-магн. излучения с поверхности Н. з., регистрируемых далёким наблюдателем [энергия фотонов уменьшается в (1 + z) раз]. Измерение красного смещения в рентгеновских и гамма-спектрах Н. з. (именно в этих диапазонах можно ожидать наиболее интенсивного излучения поверхности Н. з.) представляет собой очень важную, хотя и трудную, задачу совр. астрономии. В силу соотношения $1+z=1/\sqrt{1-r_g/R}$ величина z однозначно определяет один из главных параметров Н. з. - отношение гравитационного радиуса rg к фактич. радиусу R. Другой важный параметр - гравитац. дефект массы $\Delta M$ - может быть в принципе измерен методами нейтринной астрономии, поскольку соответствующая ему энергия $\Delta {\mathfrak M}c^2$ выделяется при образовании Н. з. преимущественно в виде нейтрино.

Таблица. Основные характеристики типичной нейтронной звезды с ${\mathfrak M}=1,3 {\mathfrak M}_\odot$.
РадиусR=18-10 км
Гравитационный радиус$r_g\approx$4 км
Плотность в центре$\rho_c=3\cdot 10^{14}-2-\cdot 10^{15}$ г/см3
Минимальный период вращения$\tau_{мин}=(8-3)\cdot 10^{-4}$ с
Момент инерции$I=(2-1)\cdot 10^{45} \mbox{с}\cdot \mbox{см}^2$
Гравитационное красное смещение
для фотонов, покидающих
поверхность нейтронной звезды		z=0,13-0,3
Гравитационный дефект массы$\Delta {\mathfrak M}$=0,1-0,14
$\Delta {\mathfrak M}c^2=(1,8-2,5)\cdot 10^{53}$ эрг

Самые наружные слои Н. з. состоят, по-видимому, из железа (с возможной примесью Cr, Ni, Co), к-рое образует твёрдую внеш. кору (рис. 2). Плотность вещества быстро увеличивается в глубь звезды и на глубине $\approx$1 км достигает $4\cdot 10^{11}$ г/см3. При такой плотности осн. компонентом вещества оказываются ядра железа и соседних с ним элементов в таблице Менделеева, сильно переобогащённые нейтронами. Появляется также нек-рое количество свободных нейтронов. Поэтому под внеш. корой Н. з. находится твёрдая, насыщенная нейтронами внутр. кора, к-рая граничит с жидким ядром, состоящим в основном из вырожденных нейтронов с малой примесью вырожденных протонов и электронов. Если центральная плотность Н. з. превышает 1015 г/см3 (напр., в случае Н. з. с массами, близкими к ${\mathfrak M}_{макс}$), то вблизи центра звезды вещество содержит помимо нуклонов и электронов также мезоны, гипероны и др. элементарные частицы. Большое значение для физики Н. з. имеет сверхтекучесть нейтронного компонента вещества, возможная в жидком ядре и во внутр. коре, а также сверхпроводимость протонного компонента при плотностях, близких к ядерным.

Образование Н. з.
происходит в процессе гравитационного коллапса на конечных стадиях эволюции достаточно массивных обычных звёзд. Медленная, длящаяся десятки и сотни млн. лет эволюция массивных равновесных звёзд (с массой, по крайней мере, в неск. раз превышающей ${\mathfrak M}_\odot$) может привести к тому, что масса их центральных областей, сильно сжавшихся и исчерпавших запасы ядерного горючего, в нек-рый момент окажется больше предела Чандрасекара