Нейтро́нная звезда́ — космическое тело , являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд , состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (около 1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов .

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца , но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров . Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8⋅10 ¹⁷ кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует , возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью осевого вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду, и чрезвычайно сильным магнитным полем — до 10 ¹¹ Тл . По современным представлениям нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд .

Формирование

Любая звезда главной последовательности с начальной массой, более чем в 8 раз превышающей массу Солнца ( M _⊙ ), может в процессе эволюции превратиться в нейтронную звезду. По мере эволюции звезды в её недрах выгорает весь водород, и звезда сходит с главной последовательности . Некоторое время энерговыделение в звезде обеспечивается синтезом более тяжёлых ядер из ядер гелия , но этот синтез заканчивается после того, как все более лёгкие ядра превратятся в ядра с атомным номером, близким к атомному номеру железа — элементам с наибольшей энергией связи ядер.

Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активная зона поддерживается от гравитационного сжатия только давлением вырожденного электронного газа .

При дальнейшем сжатии внешних слоёв звезды, где ещё продолжаются термоядерные реакции синтеза, по мере выгорания лёгких ядер сжатие ядра звезды увеличивается, и масса ядра звезды начинает превышать предел Чандрасекара . Давление вырожденного электронного газа становится недостаточным для поддержания гидростатического равновесия, и ядро начинает быстро уплотняться, в результате чего его температура поднимается выше 5⋅10 ⁹ K . При таких температурах происходит фотодиссоциация ядер железа на альфа-частицы под действием жёсткого гамма-излучения. При последующем увеличении температуры происходит слияние электронов и протонов в нейтроны в процессе электронного захвата . В соответствии с законом сохранения лептонного заряда при этом образуется мощный поток электронных нейтрино .

Когда плотность звезды достигает ядерной плотности 4⋅10 ¹⁷ кг/м ³ , давление вырожденного нейтронного идеального газа Ферми — Дирака останавливает сжатие. Падение внешней оболочки звезды на нейтронное ядро останавливается, и она отбрасывается от ядра звезды потоком нейтрино, так как при очень высоких температурах в схлопывающейся оболочке вещество оболочки становится непрозрачным для нейтрино, при этом звезда превращается в сверхновую. После рассеивания внешней оболочки от звезды остаётся звёздный остаток — нейтронная звезда.

Если масса этого остатка превышает 3 M _⊙ , то коллапс звезды продолжается, и возникает чёрная дыра .

По мере того, как ядро массивной звезды сжимается во время взрыва сверхновой II типа , сверхновой Ib типа или Ic типа и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет бо́льшую часть своего исходного углового момента . Но поскольку радиус остатка звезды во много раз меньше радиуса родительской звезды, момент инерции остатка резко уменьшается, и в соответствии с законом сохранения момента импульса нейтронная звезда приобретает очень высокую угловую скорость вращения, которая постепенно уменьшается в течение очень длительного времени. Известны нейтронные звезды с периодами вращения от 1,4 мс до 30 мс.

Большой плотностью нейтронной звезды при малых размерах обусловлено её очень высокое ускорение свободного падения на поверхности с типичными значениями, лежащими в диапазоне от 10 ¹² до 10 ¹³ м/с ² , что более чем в 10 ¹¹ раз больше, чем на поверхности Земли . При таком высоком тяготении нейтронные звезды имеют скорость убегания в диапазоне от 100 000 км/с до 150 000 км/с, то есть от трети до половины скорости света . Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающее на неё вещество до огромных скоростей. Сила его удара, вероятно, достаточна для разрушения атомов падающего вещества и может превратить это вещество в нейтроны.

Общие сведения

Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство имеют массу в интервале от 1,3 до 1,5 масс Солнца , что близко к значению предела Чандрасекара . Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,16 солнечных масс. Самые массивные нейтронные звёзды из известных — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ , что соответствует уровню значимости α≈34 %) , _en (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных) , _en (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных) и, наконец, PSR J0740+6620 (с оценкой массы по разным данным 2,14 или 2,17 солнечных). Гравитационному сжатию нейтронных звёзд препятствует давление вырожденного нейтронного газа . Максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова , которое сейчас неизвестно, так как уравнение состояния вещества при ядерных плотностях остаётся малоизученным. Существуют теоретические предположения, что при ещё большем увеличении плотности сверх ядерной плотности возможен переход вещества нейтронных звёзд в кварковые звёзды .

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10 ¹² —10 ¹³ Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс). Именно процессы в магнитосфере нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров . C 1990-х годов некоторые нейтронные звёзды стали причислять к магнетарам — звёздам с магнитным полем порядка 10 ¹⁴ Гс и выше.

При напряжённости магнитного поля выше «критического» значения 4,414⋅10 ¹³ Гс, при котором энергия взаимодействия магнитного момента электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя m _e c ², становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

К 2022 году открыто более 3200 нейтронных звёзд . Порядка 90 % из них — одиночные звёзды, остальные входят в кратные звёздные системы.

Всего же в нашей Галактике, по оценкам, могут находиться 10 ⁸ —10 ⁹ нейтронных звёзд, приблизительно одна нейтронная звезда на тысячу обычных звёзд.

Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость собственного движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции на поверхность нейтронной звезды межзвёздного газа нейтронная звезда может быть наблюдаема с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % всей излучаемой звездой энергии (соответствует 10 абсолютной звёздной величине ) .

Строение

В нейтронной звезде можно условно выделить пять слоёв: атмосфера, внешняя кора, внутренняя кора, внешнее ядро и внутреннее ядро.

Атмосфера нейтронной звезды — очень тонкий слой плазмы (от десятков сантиметров у горячих звёзд, до миллиметров у холодных), в ней формируется тепловое излучение нейтронной звезды .

Внешняя кора состоит из ядер и электронов, её толщина достигает нескольких сотен метров. В тонком (не более нескольких метров) приповерхностном слое горячей внешней коры нейтронной звезды электронный газ находится в невырожденном состоянии, в более глубоких слоях электронный газ вырожденный, с увеличением глубины его вырождение становится релятивистским и ультрарелятивистским .

Внутренняя кора состоит из электронов, свободных нейтронов и атомных ядер с избытком нейтронов. С ростом глубины доля свободных нейтронов увеличивается, а доля атомных ядер уменьшается. Толщина внутренней коры может достигать нескольких километров .

Внешнее ядро состоит из нейтронов с небольшой примесью (несколько процентов) протонов и электронов. У нейтронных звёзд с малой массой внешнее ядро может простираться до центра звезды .

У массивных нейтронных звёзд есть и внутреннее ядро. Его радиус может достигать нескольких километров, плотность в центре ядра может превышать плотность атомных ядер в 10—15 раз. Состав и уравнение состояния вещества внутреннего ядра достоверно неизвестны. Существует несколько гипотез, три наиболее вероятные из которых — 1) кварковое ядро, в котором нейтроны распадаются на составляющие их верхние и нижние кварки; 2) гиперонное ядро из барионов, включающих в себя странные кварки; и 3) каонное ядро, состоящее из двухкварковых мезонов, включающих в себя странные (анти)кварки. Однако в настоящее время невозможно подтвердить или опровергнуть ни одну из этих гипотез .

Остывание нейтронных звёзд

В момент рождения нейтронной звезды в результате вспышки сверхновой её температура очень высока — порядка 10 ¹¹ K (то есть на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она очень быстро падает за счёт нейтринного охлаждения . Всего за несколько минут температура падает с 10 ¹¹ до 10 ⁹ K, за месяц — до 10 ⁸ K. Затем нейтринная светимость резко снижается (она очень сильно зависит от температуры), и охлаждение происходит гораздо медленнее за счёт фотонного (теплового) излучения поверхности. Температура поверхности известных нейтронных звёзд, у которых её удалось измерить, составляет порядка 10 ⁵ —10 ⁶ K (хотя ядро, видимо, гораздо горячее) . До полного остывания нейтронных звёзд потребуется от 10 ¹⁶ до 10 ²² лет .

История открытия

Нейтронные звёзды — один из немногих классов космических объектов , которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

Впервые мысль о существовании звёзд с увеличенной плотностью ещё до открытия нейтрона, сделанного Чедвиком в начале февраля 1932 года, высказал известный советский учёный Лев Ландау . Так, в своей статье , написанной в феврале 1931 года, но по неизвестным причинам запоздало опубликованной только 29 февраля 1932 года — более чем через год, он пишет: «Мы ожидаем, что всё это [нарушение законов квантовой механики] должно проявляться, когда плотность материи станет столь большой, что атомные ядра придут в тесный контакт, образовав одно гигантское ядро».

В декабре 1933 года на съезде Американского физического общества (15—16 декабря 1933 года) астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки сделали первое строгое предсказание существования нейтронных звёзд. В частности, они обоснованно предположили, что нейтронная звезда может образоваться в результате взрыва сверхновой . Теоретические расчёты показали, что излучение нейтронной звезды в оптическом диапазоне слишком слабое, чтобы её можно было обнаружить при помощи оптических астрономических инструментов того времени.

Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х годах, когда начала развиваться рентгеновская астрономия , так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях . В 1967 году Джоселин Белл , аспирантка Э. Хьюиша , открыла объекты , излучающие регулярные радиоимпульсы. Это явление было объяснено узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося космического объекта — своеобразный «космический радиомаяк». Но любая обычная звезда разрушилась бы от центробежных сил при столь высокой скорости вращения. На роль таких «космических маяков» были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Классификация нейтронных звёзд

Взаимодействие нейтронной звезды с окружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В. М. Липунова . Поскольку теория магнитосфер пульсаров всё ещё в состоянии развития, существуют альтернативные теоретические модели (см. недавний обзор и ссылки там).

Эжектор ( радиопульсар )

Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью , что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе ${\displaystyle R_{L}=c/\omega }$ линейная скорость вращения поля приближается к скорости света . Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное магнитное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвёздное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от англ. eject — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне . Эжекторы наблюдаются как радиопульсары .

«Пропеллер»

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром . Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченное магнитным полем окружающее нейтронную звезду вещество не может упасть на поверхность, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не наблюдаемы и изучены плохо.

Аккретор ( рентгеновский пульсар )

Скорость вращения снижается настолько, что веществу теперь ничего не препятствует падать на такую нейтронную звезду. Падая, вещество, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о поверхность тела нейтронной звезды в районе её полюсов, разогреваясь при этом до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в мягком рентгеновском диапазоне . Размер области, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мал — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически затмевается телом звезды, поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами .

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм работает в магнитосфере Земли , из-за чего данный тип нейтронных звёзд и получил своё название.

Эргозвезда

Теоретически возможная устойчивая разновидность нейтронной звезды, имеющая эргосферу . Вероятно, эргозвезды возникают в процессе слияния нейтронных звёзд.

Примечания

Литература

• Шапиро С. Л., Тьюколски С. А. Чёрные дыры, белые карлики и нейтронные звёзды / Пер. с англ. под ред. Я. А. Смородинского. — М. : Мир, 1985. — Т. 1—2. — 656 с.
• Попов С. Б., Прохоров М. Е. — ГАИШ МГУ , 2002.
• Haensel P., Potekhin A. Y., Yakovlev D. G. . — N. Y. : Springer, 2007. — Т. 1. — 619 с. — ISBN 978-0-387-33543-8 .
• Яковлев Д. Г., Левенфиш К. П., Шибанов Ю. А. (рус.) // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 1999. — Т. 169 , № 8 . — С. 825—868 . — doi : .
• Потехин А. Ю. (рус.) // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 2010. — Т. 180 . — С. 1279—1304 .
• Коккедэ Я. . — М. : Мир , 1971. — С. . — 341 с.
• Попов С. Б. Суперобъекты. Звёзды размером с город. — М. : Литагент «Альпина», 2016.
• Липунов В. М. Астрофизика нейтронных звезд. — М. : Русский мир, 2015. — 304 с. — ISBN 978-5-89577-196-9 .

Ссылки

• (неопр.) . scienceweek.com . Дата обращения: 6 августа 2004.
• Norman K. Glendenning; R. Kippenhahn; I. Appenzeller; G. Borner; M. Harwit. Compact Stars. — 2nd. — 2000.
• Kaaret; Prieskorn; in 't Zand; Brandt; Lund; Mereghetti; Gotz; Kuulkers; Tomsick. Evidence for 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron-Star X-Ray Transient XTE J1739-285 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2006. — Vol. 657 , no. 2 . — P. L97 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
• Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando. Neutron Stars for Undergraduates (англ.) // American Journal of Physics : journal. — 2003. — Vol. 72 , no. 2004 . — P. 892—905 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
• Silbar, Richard R; Reddy, Sanjay. Erratum: "Neutron stars for undergraduates" [Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)] (англ.) // American Journal of Physics : journal. — 2005. — Vol. 73 , no. 3 . — P. 286 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .