Aqui: Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''[https://bigenc.ru/physics/text/2257123 '…»

2022-05-30T16:43:42Z

Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2257123 '…»

Новая страница

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2257123 ''Попов С. Б.'' НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2017); 30.05.2022.]</ref>

'''НЕЙТРО́ННЫЕ ЗВЁЗДЫ''' – класс компактных астрономических объектов, состоящих из вырожденного вещества. В недрах нейтронных звезд существуют области с высокой плотностью вещества, достаточной для стабильности свободных [[нейтрон]]ов относительно бета-распада. Нейтронные звезды теоретически предсказаны в 1930-х гг. в работах Л. Д. [[Ландау]], В. [[Бааде]], Ф. [[Цвикки]] и др. Открыты в 1967 как радиопульсары – импульсные источники радиоизлучения (см. [[Пульсары]]).

При массе 1–2 массы Солнца нейтронные звезды имеют радиус 10–15 км, что соответствует средней плотности вещества около 5·1017 кг/м3 – выше плотности [[ядерная материя|ядерной материи]]. Нейтронные звезды обладают сильными магнитными полями (с магнитной индукцией от 104 до 1011 Тл). Нейтронные звезды устойчивы за счёт давления, связанного с ферми-движением барионов и сильным взаимодействием этих частиц. Существует верхний предел массы нейтронной звезды, определяемый уравнением состояния вещества в их недрах. При массе больше предельной (около 2,5 масс Солнца) происходит гравитационный коллапс с образованием [[чёрные дыры|чёрной дыры]].

[[Файл:Рентгеновское изображение молодого остатка сверхновой звезды Кассиопея А 23417.jpg|333px|мини|справа|Рис. 1. Рентгеновское изображение молодого остатка сверхновой звезды Кассиопея А с компактным источником (остывающей нейтронной звездой) в центре.]]Наиболее часто говорят о нейтронных звездах как конечных стадиях эволюции массивных звёзд. Это единственный известный механизм образования подобных объектов в природе. Звёзды с начальными массами выше около 8–10 масс Солнца, исчерпав термоядерное горючее, претерпевают гравитационный коллапс ядра, порождая компактный объект. При начальных массах от 8 до 30 масс Солнца после коллапса образуется нейтронная звезда; при бóльших массах, вероятнее всего, формируются чёрные дыры. Примерно 70–90% взрывов сверхновых звёзд с коллапсом ядра приводят к образованию нейтронных звезд (рис. 1). Современный темп рождения нейтронных звезд в Галактике составляет около 2–3 объектов за 100 лет. За время жизни Галактики в ней образовалось несколько сотен миллионов нейтронных звезд. Часть из них покинула Галактику из-за больших начальных скоростей, связанных со взрывом сверхновых звёзд и особенностями эволюции нейтронных звезд в самом начале их существования.

Нейтронные звезды наблюдаются как астрономические источники разных типов. Среди обнаруженных нейтронных звезд наиболее многочисленны радиопульсары. К 2012 г. их известно около 2000. Кроме этого, одиночные нейтронные звезды наблюдаются как молодые остывающие объекты, магнитары и гамма-источники. Большое количество нейтронных звезд (сотни источников) наблюдается в тесных двойных системах благодаря [[аккреция|аккреции]].

Наблюдательные проявления известных нейтронных звезд могут быть связаны с гравитационной энергией (аккрецирующие объекты), вращательной энергией (радиопульсары), тепловой энергией (остывающие нейтронные звезды) или энергией магнитного поля (магнитары). В первом случае вещество второго компонента двойной системы или межзвёздный газ гравитационно захватывается нейтронной звездой, разгоняется в поле тяготения, а затем в аккреционном потоке или непосредственно при взаимодействии с поверхностью часть энергии высвечивается в основном в рентгеновском диапазоне. Во втором случае быстрое вращение (радиопульсары имеют периоды собственного осевого вращения примерно от 1 мс до 10 с) нейтронной звезды с сильным магнитным полем приводит к генерации электромагнитного излучения и потока релятивистских частиц. Кроме импульсов в радиодиапазоне, у ряда источников также зарегистрированы импульсы в других диапазонах спектра. В третьем случае наблюдается тепловое излучение молодой (возрастом до нескольких сотен тысяч лет) нейтронной звезды с температурой поверхности около миллиона градусов. Наконец, магнитары, согласно общепринятой модели, высвечивают в регулярном или вспышечном режиме энергию своего очень сильного магнитного поля (также можно говорить о выделении энергии мощных электрических токов, текущих в коре нейтронной звезды и создающих это магнитное поле).

[[Файл:Внутреннее строение нейтронной звезды 23422.jpg|333px|мини|справа|Рис. 2. Внутреннее строение нейтронной звезды.]]В ранних моделях нейтронных звезд предполагалось, что компактные объекты в основном (около 90% по массе) должны состоять из нейтронов – отсюда название данного класса объектов. Последующие исследования показали, что существует много возможностей для внутреннего строения и состава компактных объектов. До сих пор точно не установлено, какая из них реализуется в природе. Для расчёта структуры нейтронной звезды существенным является учёт эффектов общей теории относительности. Выделяют кору и ядро нейтронной звезды, которые, в свою очередь, подразделяют на внутреннюю и внешнюю кору и внутреннее и внешнее ядро (рис. 2). Внешняя кора имеет толщину в несколько сотен метров и состоит в основном из ядер тяжёлых химических элементов (<math>Z</math>), обогащённых нейтронами, и вырожденных электронов (<math>e^–</math>). Кроме самых наружных слоёв, внешняя кора твёрдая, так как ядра формируют кристаллическую решётку. Во внутренней коре толщиной 1–2 км начинается процесс нейтронизации: из переобогащённых нейтронами ядер в среду попадают свободные нейтроны (<math>n</math>). Это происходит при плотности <math>ρ≈4⋅10^\text{14} кг/м^3</math>. Доля свободных нейтронов растёт с увеличением плотности в глубь коры. Нейтроны во внутренней коре могут находиться в сверхтекучем состоянии. Внешнее ядро имеет толщину в несколько километров; плотность составляет от <math>0,5 ρ_0</math> до <math>2 ρ_0</math>, где ядерная плотность <math>ρ_0≈2,8⋅10^\text{17} кг/м^3</math>. Вещество представляет собой сильно неидеальную ферми-жидкость и состоит в основном из нейтронов (<math>n</math>), протонов (<math>p</math>), электронов (<math>e^–</math>) и мюонов (<math>μ</math>); атомных ядер там уже нет. Протоны и нейтроны могут находиться в сверхтекучем состоянии; для протонов это означает и сверхпроводимость. Свойства вещества во внутреннем ядре известны плохо, поскольку плотность там в несколько раз превосходит ядерную. Основные гипотезы строения внутреннего ядра включают в себя появление гиперонов, образование пионного или каонного конденсата, появление кварковой материи.

== Литература статьи Большой российской энциклопедии ==

* ''Липунов В. М.'' Астрофизика нейтронных звезд. М., 1987.
* ''Яковлев Д. Г., Левенфиш К. П., Шибанов Ю. А.'' Остывание нейтронных звезд и сверхтекучесть в их ядрах // Успехи физических наук. 1999. Т. 169. № 8.
* ''Бескин В. С.'' Радиопульсары // Там же. 1999. Т. 169. № 11.
* ''Haensel P., Potekhin A. Y., Yakovlev D. G.'' Neutron stars 1: Equation of state and structure. N. Y., 2007.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2022.05.30]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]

Нейтронные звёзды - История изменений

Aqui: Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''[https://bigenc.ru/physics/text/2257123 '…»