|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://xray.sai.msu.ru/~lipunov/text/zool/index.html
Дата изменения: Wed Feb 14 17:50:31 2001 Дата индексирования: Tue Oct 2 08:20:03 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: emission |
В.М.Липунов
История предсказания и открытия нейтронных звезд -- это постоянное состязание теории и наблюдений, которое идет с переменным успехом.
Уравнения, используемые при этом, внутренне столь богаты, что возникает целый ``зоопарк" нейтронных звезд, многих обитателей которого нам еще предстоит открыть.
В.М.Липунов
History of prediction and discovery of neutron stars is a continuous competition of theory and observations, and the winner is always changing. The physical nature of neutron stars is so diverse that the real "zoo" of neutron stars is being formed, most residents of which are still to be found.
К началу 30-х годов нашего века в общих чертах была построена теория внутреннего строения звезд. Равновесие звезд поддерживается силой давления раскаленной плазмы, которая противостоит силе гравитации. Чтобы равновесие сохранялось, необходимы внутренние источники энергии, иначе звезда, теряя энергию на излучение потоков света в окружающее пространство, не выдержала бы противоборства с гравитационными силами и стала бы сжиматься. Но запасы внутренней энергии ограничены. Поэтому "обычные" звезды с термоядерным источником энергии и с привычной нам плотностью вещества (порядка ) рано или поздно переходят в новое состояние, характеризуемое малыми размерами и высокой плотностью.
Эти звезды, называемые белыми карликами, имеют довольно высокую температуру поверхности и очень малую светимость, свидетельствующую о ничтожных, по астрономическим масштабам, размерах. Природу белых карликов разгадал английский физик Р. Фаулер.
Средняя плотность окружающих нас предметов составляет
несколько граммов в объеме 
. Причина этого в том,
что средняя плотность атома примерно равна
(Разделите массу атома водорода 
на куб его
размера 
). Такова же средняя плотность и звезд. Но если
обычную звезду сжать в 100 раз, атомы
"вожмутся" друг в друга, и звезда превратится
в один гигантский атом, в котором энергетические уровни
отдельных атомов сцеплены воедино. Электроны тоже
обобществляются, образуя единый "газ". Согласно принципу
минимума энергии, электрон стремится спуститься
на самый нижний уровень. В результате все нижние
уровни оказываются занятыми -- электронный газ становится вырожденным.
Вырожденный электронный газ
сопротивляется сжатию -- мешает принцип запрета Паули,
согласно которому два электрона не могут находиться
на одном и том же уровне. Давление такого газа не зависит
от температуры, поэтому даже абсолютно холодный
белый карлик может находиться в равновесии, не
сжимаясь. Размеры белых карликов в 100 раз меньше
размеров Солнца, т. е. сравнимы с размерами
планет типа Земли.
Белые карлики, лишенные ядерных источников энергии, излучают остатки тепловой энергии. Но это излучение никак не меняет баланса сил. Белые карлики вечны.
Кажется, что эволюция любой звезды рано или поздно должна кончаться образованием белого карлика. На самом деле это не так. Давление вырожденного газа способно сдерживать силу гравитации лишь у звезд достаточно малой массы.
Разрежeм мысленно звезду пополам. Две полусферы будут притягиваться с силой пропорциональной
Притяжение уравновешивается силами давления
Давление вырожденного газа
cледовательно
При увеличении массы М вырожденного белого карлика
сила гравитации растет быстрее (пропорционально 
),
чем сила давления вырожденного газа (пропорционально 
).
Белый карлик поджимается, чтобы скомпенсировать
возросшую силу гравитации. Электроны упаковываются все плотнее.
Но нижние уровни заняты. Приходится занимать высокие,
с большей энергией. Постепенно электроны становятся
релятивистскими (их скорость
приближается к скорости света). Вспомним, что давление
газа пропорционально импульсу частиц, который есть
произведение массы на скорость. Но скорость электронов,
как и всего остального в природе, не может быть больше
скорости света. Поэтому упругость релятивистского вырожденного
газа слабее, чем обычного.
Для релятивистского вырожденного газа
.
Существует критическое значение массы, при котором равновесие белого
карлика становится невозможным. Этот предел массы
белого карлика называется сейчас чандрасекаровским
пределом. Он зависит от химического состава, но
не превосходит 1.5 массы Солнца.
Получается, что белые карлики не могут иметь массу
больше чандрасекаровского предела. Но ведь обычные
звезды ничего "не знают" о чандрасекаровском пределе
и часто имеют массу намного больше 
. Что же
будет с такой звездой после исчерпания в ней внутренних
источников энергии?
Л.Д.Ландау в работе 1932 г. попытался ответить на этот вопрос. Так как равновесие не может поддерживаться вырожденным электронным газом, значит звезда будет сжиматься до тех пор, пока ядра атомов не придут во взаимное соприкосновение. Ядерное отталкивание могло бы остановить коллапс (неограниченное сжатие). И тогда ядра объединились бы в одно гигантское атомное ядро звездной массы.
Когда Ландау писал указанную работу, физики не знали строения ядра -- не был еще открыт нейтрон. В 1932 г. английский физик Дж. Чэдвик, облучая бериллий альфа-частицами, открыл тяжелую нейтральную частицу-нейтрон. В ядре нейтрон находится в стабильном состоянии. А свободный нейтрон в течении 13 минут распадается на протон и электрон и, как выяснилось позже, на антинейтрино:
Нейтрон поразительно быстро проник в астрономию. Буквально через год после его открытия американские астрономы В.Бааде и Ф.Цвикки предположили, что грандиозное явление вспышки сверхновой связано с коллапсом обычной звезды в сверхплотную, которую они назвали нейтронной звездой.
Это название твердо укоренилось и оправдывается тем, что при сжатии вещества электроны в атомах соединяются с протонами, вступая в реакцию захвата и образуя нейтрон и нейтрино:
Вещество нейтронизуется.
В 1937 г. американские физики Р.Оппенгеймер и Г.Волков провели первые расчеты внутреннего строения нейтронных звезд. Однако, главный итог работы состоял не в конкретных расчетах. Стало ясно, что масса нейтронной звезды, как и масса белого карлика, не может быть больше определенной величины. Правда, точное значение этой величины им не удалось вычислить. Более того, этот предел до сих пор не установлен. В центре нейтронных звезд плотность становится формально больше ядерной плотности (), и для расчета их равновесия нужно знать структуру элементарных частиц и характер ядерного взаимодействия. Наиболее ортодоксальные модели такого взаимодействия приводят к пределу Оппенгеймера-Волкова, равному 2-3 .
При большей массе нейтронная звезда необратимо коллапсирует. Сила гравитации столь велика, что любое сколь угодно твердое вещество не может ей сопротивляться. Причина этого состоит в том, что давление тоже "весит". Ведь давление пропорционально импульсу частиц. Но чем больше импульс, тем больше энергия частиц. А согласно формуле Эйнштейна, энергия частиц пропорциональна их массе. Следовательно, давление пропорционально массе, и наоборот. Значит, давление тоже "весит"! В 60-е годы сколлапсировавшие объекты с массой больше предела Оппенгеймера-Волкова стали называть черными дырами.
Итак, в 1932 году астрономия впервые стала похожа на физику -- подобно предсказанию существоания позитрона и нейтрино, она предсказала существование гигатских атомных ядер. Если для открытия позитрона потребовалось менее десяти лет, а нейтрино -- менее 30, то нейтронные звезды были открыты лишь через 35 лет.