Нейтронные звезды - сверхплотные звёзды, вещество которых состоит в основном из нейтронов. Существование H. з. было предсказано в 30-х гг. 20 в., вскоре после открытия нейтрона. Однако только в 1967 они были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения - пульсаров. Затем было установлено, что H. з. входят в состав некоторых двойных звёзд, где они проявляют себя как рентгеновские пульсары, (открыты в 1971), как квазипериодич. вспышечные источники рентг. излучения - барстеры(1975) и как источники редких апериодич. рентг. вспышек – транзиенты. Неск. десятков ярких квазистационарных источников рентг. излучения в Галактике, возможно, также связаны с H. з. в двойных системах. На одной из стадий существования H. з. являются, по-видимому, источниками космич. гамма-всплесков. К 1987 открыто около 1000 H. з., из них около 400 в виде обычных радиопульсаров, около 20 в виде рентг. пульсаров, около 50 в виде барстеров и транзиентов и около 400 в виде источников гамма-всплесков. Плотность и масса H. з. Теория строения звёзд приводит при известных физ. свойствах звёздного вещества к однозначной зависимости массы холодной, невращающейся и немагн. звезды от её центр. плотности r с. На графике этой зависимости (рис. 1) можно выделить два участка, соответствующие устойчивым равновесным состояниям звёзд с резко различающимися значениями r с. Участок rc < r с,w. описывает белые карлики, а участок r с,мин < rc < rc, макс - Н. з. Плотность H. з. монотонно уменьшается от центра к периферии, тем не менее плотность большей части вещества близка по порядку величины к плотности атомных ядер (rn = 2,8.1014 г/см 3). Внутр. строение H. з. определяется гл. обр. зависимостью давления P холодного вещества от r, т. е. уравнением состояния Р® при T= 0K, а также условиями гидростатич. равновесия вещества с учётом эффектов общей теории относительности (ОТО). Эффекты, связанные с распределением темп-ры и др. специфич. свойств H. з., учитываются в послед. более высоких приближениях теории строения H. з. Именно эффекты ОТО: способность энергии создавать гравитац. поле и искривление пространства при наличии сильного гравитац. поля,- определяют существование макс. массы H. з. при конечной центр. плотности r с,макс. Значения и r с,макс зависят от вида ур-ния состояния при сверхъядерных плотностях r rn, поскольку существ. часть вещества H. з. с массой, близкой к , оказывается сжатой именно до таких больших плотностей. Определение Р® в этом случае представляет очень сложную задачу ядерной физики и физики элементарных частиц, для решения к-рой необходимы детальные сведения о взаимодействиях нейтронов, протонов и появляющихся при сверхъядерных плотностях мезонов и гиперонов. Различные реалистич. модели сверхплотного вещества приводят к = (1,4-2,7) и r с, макс = (1,4-6).1015 г/см 3соответственно (масса Солнца = 1,99.1033 г). Без учёта упомянутых эффектов ОТО и в предположении, что Р® определяется при любых плотностях свойствами вырожденного газа невзаимодействующих нейтронов, масса H. з. была бы ограничена значением = 5,73 - т. н. Чандрасекара пределом для нейтронного газа, причём соответствовала бы бесконечной центральной плотности. Решение задачи о структуре H. з. с тем же ур-нием состояния газа нейтронов, но в рамках ОТО даёт 0,7 и r с,макс 6.1015 г/см 3. В данном случае эффекты ОТО уменьшают предельную массу H. з. более чем в 8 раз.
Рис. 19.4. Строение нейтральной звезды.
Эксперим. данные физики высоких энергий показывают, что с уменьшением расстояния между нуклонами ядерные силы притяжения сменяются силами отталкивания. Поэтому при плотностях r rn давление вещества H. з. оказывается больше, чем газа невзаимодействующих нейтронов, т. е. способность звёздного вещества противодействовать сжимающей его силе тяжести увеличивается. В результате повышается до указанных выше пределов (1,4-2,7) . Кроме того, отталкивание нуклонов с избытком компенсирует эффект, замедляющий рост давления с увеличением плотности,- рождение новых частиц (мезонов, гиперонов). Разброс предсказываемого значения связан с трудностью построения количеств. теории сверхплотного вещества.
Рис. 19.5. Качественный вид зависимости массы холодных звёзд от их центральной плотности r с (по горизонтальной оси масштаб не выдержан). Устойчивые конфигурации изображены жирными сплошными линиями, неустойчивые - штриховыми линиями. 1 - белые карлики, 2 - нейтронные звёзды, - предел Чандрасекара для белых карликов.
Мин. масса H. з. (r с,мин 2.1014 г/см 3). Плотность вещества внутри H. з. с массами, близкими к , меньше ядерной. Используемое в этом случае ур-ние состояния основывается на богатом эксперим. материале и поэтому даёт достаточно точное значение . Сам факт существования мин. массы H. з. связан с тем, что при низких плотностях нейтроны n в силу подверженности бета-распаду(n p + e- + ) уже не могут быть преобладающим компонентом вещества. При характерных для H. з. (в случае ) высоких плотностях нейтроны устойчивы и не распадаются, поскольку уже небольшой примеси протонов (р) и электронов (е -) достаточно, чтобы в соответствии с Паули принципом эти частицы воспрепятствовали распаду остальных нейтронов. Структура H. з. Радиусы H. з. уменьшаются с ростом массы от R (100-200) км при до R (7 -14) км при . Осн. характеристики типичной H. з. приведены в таблице, а её структура изображена на рис. 19.6.
Таблица 19.1. Основные характеристики типичной нейтронной звезды с массой . Радиус…………………………………………………………………………..R=16 – 8 км Градиац. радиус………………………………………………………..rg=2G /c2=3/9 км Плотность в центре…………………………………………………ρс=4*1014-3*1013г/см3 Мин. период вращения…………………………………………………..τмин=(10-3)*10-4с Момент инерции……………………………………………………….I=(2-0.6)*1043г/см3 Гравитац. красное смещение…………………………………………………..z=0.15-0.39 Гравитац. дефект массы……………………………………………..Δ =(0.08-0.18) c2* Δ =(1.4-3.2)*1033эрг
Разброс величин в табл. отражает неопределённость ур-ния состояния сверхплотного (r rn) вещества. Мин. период вращения соответствует равенству гравитац. и центробежной сил на экваторе звезды. В сильном гравитац. поле H. з. становится заметным т. н. гравитац. красное смещение z -относит. увеличение всех длин волн эл.-магн. излучения с поверхности H. з., регистрируемых далёким наблюдателем [энергия соответствующих фотонов уменьшается в (1 + z) раз]. Определение z для H. з. по их рентг. и гамма-спектрам (именно в этих диапазонах эл.-магн. волн можно ожидать наиб. интенсивного излучения поверхности H. з.) представляет собой очень важную, хотя и трудную, задачу совр. астрономии. В силу соотношения 1 + z=1/ значение z определяет один из гл. параметров H. з.- отношение гравитационного радиуса (здесь G - гравитац. постоянная) к фактич. радиусу R. Др. важный параметр - гравитац. дефект массы - может быть в принципе измерен методами нейтринной астрономии, поскольку соответствующая ему энергия выделяется в процессе образования H. з. преим. в виде нейтрино (и антинейтрино) всех трёх типов.
Рис. 19.6. Примерный 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 и вырожденных электронов. Знак вопроса означает неопределённость свойств сверхплотного вещества в центре звезды.
Самые наружные слои не очень молодой и успевшей достаточно остыть H. з. состоят, по-видимому, из Fe с возможной примесью Cr, Ni, Со, к-рые образуют твёрдую внеш. кору звезды (рис. 19.6). Плотность вещества быстро увеличивается в глубь звезды и уже на глубине неск. сотен метров достигает 4.1011 г/см 3. При такой плотности осн. компонентом вещества оказываются ядра железа и соседних с ним элементов в таблице Менделеева, сильно переобогащённые нейтронами. Поэтому под внеш. корой H. з. должна находиться твёрдая насыщенная нейтронами внутр. кора, которая граничит с жидким ядром, состоящим в осн. из вырожденных нейтронов с малой примесью вырожденных протонов и электронов. Если центр. плотность H. з. превышает ~1015 г/см 3, то вблизи центра звезды вещество содержит помимо нуклонов и электронов также мезоны, гипероны и др. элементарные частицы. Свойства сверхплотного вещества при r > rn пока ещё известны недостаточно точно. Теоретич. расчёты показывают, что вблизи центра H. з. (особенно звёзд с ) возможны такие эффекты, как появление пионного конденсата, переход нейтронной жидкости в твёрдое кристаллич. состояние и даже образование кваркглюонной и гиперонной плазмы. Большое значение для физики H. з. имеет сверхтекучесть нейтронного компонента звёздного вещества, возможная в жидком ядре и во внутр. коре, а также сверхпроводимость протонного компонента при плотностях, близких к ядерным.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Нейтронные звезды» з дисципліни «Астрофізика»
