 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/8lec/node3.html |
<< 8.1 Белые карлики | Оглавление | 8.3 Черные дыры >>
8.2 Нейтронные звезды
В большинстве случаев нейтронные звезды
образуются в результате коллапса
ядер массивных звезд 
(на главной последовательности),
который сопровождается вспышкой
сверхновой II типа и типа Ib/с. Энергия, освобождаемая при
коллапсе,
по порядку величины совпадает с гравитационной
энергией связи нейтронной звезды
(в численной оценке предположили
км)
и в основном
уносится нейтрино (см. предыдущую лекцию). Энергия нейтрино от коллапса
сверхновых - порядка 10 МэВ. Такие нейтрино были зарегистрированы на
трех нейтринных обсерваториях от вспышки СН 1987а в Большом
Магеллановом Облаке.
Специфическое свойство нейтронных звезд - сверхвысокая плотность
порядка ядерной (
г/см
), однако в отличие от
гигантского ядра, в котором нуклоны удерживаются благодаря сильным
взаимодействиям между кварками,
вырожденные нейтроны вещества звезды не распадаются:
из-за высокой плотности
-распад нейтрона запрещен, так как образующемуся
электрону нет "места" из-за сильного вырождения.
Радиус нейтронных звезд слабо зависит от плохо
известного уравнения состояния вещества при ядерных плотностях
(протоны и нейтроны внутри НЗ представляют собой сверхпроводящую,
сверхтекучую жидкость), и составляет около 10 км. Такая компактность
массы вещества порядка солнечной требует учета эффектов ОТО (
) при рассмотрении как внутреннего строения НЗ, так и описания
процессов, происходящих в окрестностях НЗ. Как и у БК, у НЗ есть
максимальная масса (т.н. предел Оппенгеймера-Волкова), при которой
происходит потеря механической устойчивости звезды (релятивистский
вырожденный нейтронный газ + эффекты ОТО). Этот предел плохо
определен из-за незнания точного уравнения состояния вещества и
оценивается в 1.5-3 
. Быстрое вращение (центробежные силы)
может увеличить этот предел на 25%. Как и в случаях с БК, если НЗ
входит в состав тесной двойной системы с переносом массы от
нормальной (невырожденной) звезды, превышение
предела Оппенгеймера - Волкова приведет к коллапсу с образованием
черной дыры.
Кроме того, НЗ обладают сверхсильными магнитными полями. Из-за
вмороженности магнитного поля в космическую плазму, при сжатии вещества
сохраняется поток магнитного поля через выделенный контур:
. Так, при сжатии звезды типа Солнца
со средней напряженностью магнитного поля на поверхности 
Гс
до размеров НЗ 10 км, получаем
км
Гс, что и наблюдается в типичных
НЗ - радиопульсарах.
На возможность образования сверхплотных нейтронных звезд при коллапсах
ядер массивных звезд, сопровождающих вспышки сверхновых,
указывали астрономы В. Бааде (Baade) и Ф. Цвикки (Zwicky) в 1934 г.,
вскоре после открытия нейтрона.
Одиночные нейтронные звезды наблюдаются начиная с 1967 г. как
радиопульсары (на начало 2001 г. их известно свыше 1500). Общее число
нейтронных звезд в Галактике оценивается 
, из них пульсаров
(молодых нейтронных звезд) - порядка 
. Часть НЗ входит в состав
двойных систем. При перетекании вещества на НЗ с сильным магитным
полем (
Гс) наблюдается феномен рентгеновского
пульсара. Если магнитное поле НЗ не такое большое, вещество на
поверхности нейтронной звезды скапливается (заметим, что
оно находится в вырожденном состоянии), и при превышении
некоторого критического значения плотности и температуры на
поверхности НЗ происходит термоядерный взрыв. Эти взрывы наблюдаются
в виде рентгеновских барстеров (или вспыхивающих рентгеновских
источников). Более подробно см. в монографиях С.Шапиро, С.Тьюколски
"Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды", М.: Мир, 1985, т2;
В.М.Липунов, "Астрофизика нейтронных звезд", М.: Наука, 1987.
<< 8.1 Белые карлики | Оглавление | 8.3 Черные дыры >>