Нейтронные звёзды - сверхплотные звёзды, вещество к-рых 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 нек-рых
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 -
тран-зиенты. 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 ок. 1000 H. з., из них ок. 400 в виде обычных радиопульсаров,
ок. 20 в виде рентг. пульсаров, ок. 50 в виде бар-стеров и транзиентов и ок.
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 rс. На графике этой зависимости (рис. 1) можно выделить два участка, соответствующие устойчивым равновесным состояниям звёзд с резко различающимися значениями rс. Участок rc < rс,w. описывает белые карлики ,а участок rс, 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/см3).
Рис. 1. Качественный вид зависимости массы
холодных звёзд от их центральной плотности rс
( 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.
Внутр. строение H. з. определяется гл. обр. зависимостью
давления P холодного вещества от r,
т. е. уравнением состояния Р(r)
при T = 0K, а также условиями гидростатич. равновесия вещества с учётом
эффектов общей теории относительности (ОТО). Эффекты, связанные с распределением
температуры 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 rс,макс.
Значения 
и rс,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(r)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 rс,макс
= (1,4-6).1015 г/см3 соответственно (масса
Солнца 
= 1,99.1033
г). Без учёта упомянутых эффектов ОТО и в предположении, что Р(r)
определяется при любых плотностях свойствами вырожденного газа невзаимодействующих
нейтронов, масса H. з. была бы ограничена значением 
= 5,73 
- т. н.
Чандрасе-кара 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 rс,макс
6.1015
г/см3. В данном случае эффекты ОТО уменьшают предельную массу H.
з. более чем в 8 раз.
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.
Мин. масса H. з. 
(rс,мин
2.1014г/см3).
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. 2.
Основные характеристики типичной нейтронной
звезды с массой 
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.
Рис. 2. 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.
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 (см. Нейтринная
астрофизика), поскольку соответствующая ему энергия 
выделяется в процессе образования H. з. преим. в виде нейтрино (и антинейтрино)
всех трёх типов.
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. 2). Плотность вещества
быстро увеличивается в глубь звезды и уже на глубине неск. сотен метров достигает
4.1011 г/см3. 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, к-рая 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/см3, то
вблизи центра звезды вещество содержит помимо нуклонов и электронов также мезоны,
ги-пероны 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 кварк-глю-онной
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.
Образование H. з. происходит в процессе
гравитационного коллапса на конечных стадиях эволюции достаточно массивных
обычных звёзд (см. Эволюция звёзд ).Медленная, длящаяся десятки и сотни
млн. лет эволюция массивных равновесных звёзд (с массой, по крайней мере в неск.
раз превышающей 
)
может привести к тому, что масса их центр. областей, сильно сжавшихся и исчерпавших
запасы ядерного горючего, в нек-рый момент
времени окажется больше предела Чандрасекара 
для белых карликов. В таком состоянии центр. области звезды не могут существовать
долго - охлаждение и продолжающееся увеличение их массы нарушают баланс между
силами тяжести и силами давления. В результате очень быстро (за неск. секунд
или долей секунды) центр. области звезды сжимаются до ядерных плотностей, подвергаясь
одновременно процессу нейтронизации вещества,- рождается нейтронная звезда.
Массы образующихся таким путём H. з. могут находиться в пределах 
В случае, когда появление H. з. сопровождается
вспышкой сверхновой звезды, значит. часть массы звезды выбрасывается
в космич. пространство, что указывает на возможность образования H. з. с массами
. Но образованию
H. з., по-видимому, не всегда сопутствует вспышка сверхновой звезды (возможен
"тихий" коллапс). Другую возможность появления H. з. представляет
эволюция белых карликов в тесных двойных звёздных системах. Пере-текание вещества
со звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает его массу, и, когда
она достигает 
,
белый карлик превращается в H. з. В этом случае 
(знак неравенства учитывает гравитац. дефект массы, а также возможный сброс
внеш. слоев белого карлика). В случае, когда перете-кание вещества продолжается
и после образования H. з., её масса может со временем значительно увеличиться.
При 
H. з.
потеряет устойчивость и в результате релятивистского гравитац. коллапса превратится
в чёрную дыру.
Сильное сжатие центр. областей звёзд при переходе
их в H. з. (уменьшение радиуса более чем в 100 раз) сопровождается, в силу законов
сохранения момента кол-ва движения и магн. потока, резким возрастанием скорости
вращения и величины магн. поля. Тем самым получают естеств. объяснение быстрое
вращение пульсаров и их сильные магн. ноля по сравнению с обычными звёздами
и белыми карликами. Происхождение сильных магн. полей пульсаров (1010-1013Э)
может быть связано также с к--л. механизмами их возбуждения (напр., с термомагнитными
эффектами). Однако центробежные и магн. силы у наблюдавшихся до сих пор пульсаров
не столь велики, чтобы существенно влиять на их общую структуру. Поэтому строение
H. з. обычно рассматривают без учёта этих эффектов (напр., пренебрегают отклонениями
от сферич. симметрии), а роль магн. поля и вращения учитывают в разл. процессах
переноса энергии внутри и вблизи поверхности H. з. (изгибное излучение, синхротронное
излучение, нейтринное излучение, лучистый перенос энергии и электронная
теплопроводность).
Частота образования H. з. пока ещё не известна
с желаемой точностью, что связано с неопределённостями как в теории эволюции
звёзд, так и в статистике пульсаров. Обычно принимают, что в Галактике одна
H. з. возникает в среднем раз в 10-30 лет. Поскольку возраст Галактики ~1010
лет, то в ней должно содержаться около миллиарда H. з. К настоящему времени
зарегистрирована лишь ничтожная часть Н.э. Галактики.
Важнейшие направления исследования Н.з. Определение
масс H. з. в тесных двойных системах (двойные пульсары, рентг. пульсары, барстеры)
показало, что их наиб. вероятные значения лежат в пределах (1-2)
.
Однако неопределённости в значениях 
ещё велики: для нек-рых H. з. не исключены массы 
и 
. По-видимому,
наиб. точно определена 
для радиопульсара PSR 1913+ 16 в двойной системе: 
= (1,41 b 0,06)
Систематич. измерение периодов радиопульсаров
(т. е. периодов вращения т H. з.) показало, что вращение пульсаров
постепенно замедляется. Замедление связано с превращением кинетич. энергии вращения
в энергию излучения пульсаров. Однако на фоне почти монотонного
возрастания т случаются небольшие скачкообразные изменения периода, а также
наблюдаются совсем малые хаотич. вариации t.
Наиб. простое объяснение таких скачков и вариаций
сводится к следующему. Постепенное увеличение т сопровождается изменением
центробежной силы и накоплением напряжений в твёрдой коре пульсаров, что время
от времени вызывает растрескивание коры, а иногда крупные разломы и звездотрясения.
В результате соответствующих изменений момента инерции коры и происходят скачкообразные
сбои и незначит. вариации периодов вращения, характерные времена релаксации
к-рых определяются степенью "сцепления" коры и сверхтекучего ядра
H. з.
Однако из последующего детального изучения данных
наблюдений стало ясно, что происхождение и временное поведение изменений т
имеет, по-видимому, более сложную связь со сверхтекучестью имеющихся в звезде
нейтронов (как свободных, так и связанных в атомных ядрах). Вращение H. з. приводит
к появлению в их сверхтекучем веществе множества квантованных вихрей. Такие
вихри сложным образом взаимодействуют с нормальным (не сверхтекучим) компонентом
вещества и с кристаллич. решёткой внеш. коры H. з. При этом могут развиваться
коллективные процессы (не обязательно индуцированные звездотрясе-ниями), к-рые
сопровождаются перераспределением момента кол-ва движения между твёрдой корой
и ядром H. з. (момент инерции коры составляет лишь 10-1 -10-2
от полного момента инерции H. з.). Наблюдения временных характеристик изменений
периодов радио- и рентг. пульсаров содержат важную информацию о сверхтекучести
вещества H. з., о свойствах их коры и о физ. условиях в их недрах. Напр., соответствующие
данные для пульсара в Крабовидной туманности позволили оценить температуру в центре
H. з. Тс 
4.108
К.
Наблюдения в рентг. диапазоне около десятка молодых
остатков вспышек сверхновых звёзд в нашей Галактике, в к-рых либо присутствуют
достаточно горячие H. з. (Крабовидная туманность, туманность в созвездии Парусов),
либо можно ожидать их присутствие, позволили установить верх. пределы для эффективных
температур Tэ этих H. з. Пределы оказались близкими к (1-2)·106
К. В частности, для пульсаров в Крабовидной туманности и туманности в Парусах,
а также для H. з., предполагаемой в остатке сверхновой RCW 103, было получено
Tэ < 2,0.106 К, 1,5.106
К и 2,2.106 К соответственно. Не исключено, что в этих
трёх случаях верх. пределы близки к реальным значениям Tэ.
Теория охлаждения H. з. в общем согласуется с
данными наблюдений. Скорость охлаждения H. з. зависит от влияния на механизмы
переноса энергии и теплоёмкость её вещества сверхтекучести, сверхпроводимости,
магн. поля и ряда др. свойств вещества в сверхплотном состоянии. Поэтому сопоставление
теории остывания H. з. с будущими более тонкими наблюдениями обещает стать одним
из эфф. способов исследования структуры H. з. и физ. свойств ядерной материи.
Большие перспективы в изучении H. з. связываются
с успехами нейтринной астрономии, к-рая в принципе позволяет определить параметры
мощного всплеска нейтринного излучения, сопровождающего рождение H. з. Впервые
такой всплеск нейтринного излучения был зафиксирован подземными нейтринными
детекторами в момент вспышки сверхновой в Большом Магел-лановом Облаке 23 февр.
1987. Измерения нейтринного излучения позволяют не только непосредственно измерить
дефект массы нейтронных звезд, но и проследить за самим процессом образования
нейтронных звёзд.
Изучение H. з. превратилось в одну из самых увлекательных и богатых открытиями областей астрофизики. Экстремальные физ. условия в H. з. делают их уникальными естеств. лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.
Д. К. Надёжин
|
|
 |
