Астронет > Нейтронные звезды

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 r_g 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 ${\mathfrak M}=1,3 {\mathfrak M}_\odot$ .

Радиус R=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 ${\mathfrak M}_Ч\approx 1,4 {\mathfrak M}_\odot$ для белых карликов. В таком состоянии центральные области звезды не могут существовать долго - охлаждение и продолжающееся увеличение их массы нарушают баланс между силами тяжести и давлением. В результате очень быстро (за неск. секунд или за доли секунды) центральные области звезды сжимаются до ядерных плотностей, подвергаясь одновременно процессу нейтронизации, - рождается Н. з. Массы образующихся таким путём Н. з. могут находиться в пределах ${\mathfrak M}_Ч \le {\mathfrak M}_{Н.з.} < {\mathfrak M}_{макс}$ случае, когда появление Н. з. сопровождается вспышкой сверхновой звезды, значит. часть массы звезды выбрасывается в космич. пространство, что указывает на возможность образования Н. з. с массами ${\mathfrak M}_{Н.з.}<{\mathfrak M}_Ч$ . Но образованию Н. з., по-видимому, не всегда сопутствует вспышка сверхновой звезды (возможен "тихий" коллапс).

Другую возможность появления Н. з. представляет эволюция белых карликов в тесных двойных звёздных системах. Перетекание вещества со звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает его массу, и, когда она достигает ${\mathfrak M}_Ч$ , белый карлик превращается в Н. з. В этом случае ${\mathfrak M}_{Н.з.}<{\mathfrak M}_Ч$ (знак неравенства учитывает возможный сброс внеш. слоев белого карлика). В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования Н. з., её масса может со временем значительно увеличиться. При ${\mathfrak M}_{Н.з.}>{\mathfrak M}_{макс}$ Н. з. потеряет устойчивость и в результате релятивистского гравитационного коллапса превратится в чёрную дыру.

Сильное сжатие центральных областей звезды при переходе в Н. з. (уменьшение радиуса примерно в 100 раз) сопровождается, в силу законов сохранения момента количества движения и магн. потока, резким возрастанием скорости вращения и величины магн. поля. Тем самым получают естеств. объяснение быстрое вращение пульсаров и их сильные магн. поля по сравнению с обычными звёздами и белыми карликами. Однако центробежные и магн. силы не столь велики, чтобы существенно влиять на общую структуру пульсаров. Поэтому строение Н. з. обычно рассматривают без учёта этих эффектов (напр., пренебрегают отклонениями от сферич. симметрии), а роль магн. поля и вращения учитывают в различных процессах потерь энергии Н. з. (таких, как изгибное излучение, синхротронное излучение, нейтринное и фотонное охлаждение).

Частота образования Н. з. пока ещё известна не очень хорошо, что связано с неопределённостями как в теории эволюции звёзд, так и в статистике пульсаров. Обычно принимают, что в Галактике одна Н. з. возникает в среднем раз в 10 лет. Поскольку возраст Галактики ~10¹⁰ лет, то в ней должно содержаться ок. миллиарда Н. з. К настоящему времени зарегистрирована лишь ничтожная часть Н.з. Галактики.

Важнейшие направления исследований Н. з.
Определение масс Н. з. в тесных двойных системах (двойные пульсары, рентг. пульсары, барстеры) показало, что их наиболее вероятные значения лежат в пределах (1-2) ${\mathfrak M}_\odot$ . Однако неопределённости в значениях ${\mathfrak M}_{Н.з.}$ ещё велики: для нек-рых Н. з. не исключены массы 0,5 ${\mathfrak M}_\odot$ и 3 ${\mathfrak M}_\odot$ . По-видимому, наиболее точно определена ${\mathfrak M}_{Н.з.}$ в системе двойного пульсара PSR 1913+16: ${\mathfrak M}_{Н.з.}=(1,42 \pm 0,12){\mathfrak M}_\odot$ .

Систематич. измерение периодов радиопульсаров (т.е. периодов вращения $\tau$ Н. з.) показало, что вращение пульсаров постепенно замедляется. Однако на фоне почти монотонного возрастания $\tau$ случаются небольшие скачкообразные уменьшения периода, а также наблюдаются совсем малые хаотич. вариации $\tau$ . Увеличение периодов пульсаров объясняется превращением кинетич. энергии вращения в энергию излучения пульсаров. Изменения $\tau$ приводят к изменению центробежной силы и к накоплению напряжений в твёрдой коре пульсаров, что время от времени вызывает растрескивание коры, а иногда крупные разломы и звездотрясения. Эти процессы явл. причиной скачкообразных сбоев и незначит. вариаций периодов вращения. Временные характеристики изменений содержат важную информацию о св-вах твёрдой коры Н. з. и сверхтекучести их вещества (от сверхтекучести, напр., зависит степень механич. "сцепления" коры и жидкого ядра Н. з.).

Наблюдения в рентг. диапазоне позволили определить эффективную температуру T_э Н. з. в Крабовидной туманности и в остатке вспышки сверхновой RCW103, в обоих случаях $T_э\approx 2\cdot 10^6$ K. Были также установлены надёжные верхние пределы T_э для Н. з. в ряде молодых остатков вспышек сверхновых. Эти наблюдения удовлетворительно согласуются с теорией охлаждения Н. з., предсказывающей, что Н. з. после образования очень долго должны оставаться горячими: сохранять $T_э > 10^6$ К в течение неск. десятков тыс. лет. Скорость охлаждения Н. з. зависит от влияния на её теплоёмкость и механизмы переноса энергии сверхтекучести, сверхпроводимости, магн. поля и ряда др. св-в сверхплотного вещества. Поэтому сопоставление теории остывания Н. з. с наблюдениями представляет собой один из эффективных способов исследования структуры Н. з. и физ. св-в ядерной материи.

Большие перспективы в изучении Н. з. связываются с успехами нейтринной астрономии, методы к-рой позволяют определить параметры мощного всплеска нейтринного излучения, сопровождающего рождение Н. з. в нашей Галактике. Тем самым появляется принципиальная возможность не только непосредственно измерить дефект массы Н. з., но и проследить в деталях за самим процессом образования Н. з.

Изучение Н. з. превратилось за последнее десятилетие в одну из самых увлекательных и богатых открытиями областей астрофизики. Экстремальные физ. условия в Н. з. делают их уникальными естеств. лабораториями, предоставляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

Лит.:
Манчестер Р., Тейлор Дж., Пульсары, пер. с англ., М., 1980; Смит Ф.Г., Пульсары, пер. с англ., М., 1979; Гинзбург В.Л., О физике и астрофизике, 3 изд., М., 1980; Зельдович Я.Б., Новиков И.Д., Теория тяготения и эволюция звезд, М., 1971; Шакура Н.И., Нейтронные звезды и "чёрные дыры" в двойных звездных системах, М., 1976.

(Д.К. Надёжин)

Д. К. Надежин, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я

Публикации с ключевыми словами: нейтронные звезды
Публикации со словами: нейтронные звезды

См. также:

Краткая история быстрых радиовсплесков

GW200115: моделирование слияния черной дыры и нейтронной звезды

Карта горячих пятен на поверхности нейтронной звезды J0030

Необычный сигнал может свидетельствовать о разрушении нейтронной звезды черной дырой

Одиночная нейтронная звезда в остатке сверхновой Е0102-72.3

NGC 4993: галактический дом исторического взрыва

GW170817: регистрация излучения разных видов от явления слияния

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Радиус	R=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