Нейтронные звёзды

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

НЕЙТРО́ННЫЕ ЗВЁЗДЫ – класс компактных астрономических объектов, состоящих из вырожденного вещества. В недрах нейтронных звезд существуют области с высокой плотностью вещества, достаточной для стабильности свободных нейтронов 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 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 чёрной дыры.

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 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).

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]\displaystyle{ Z }[/math]), обогащённых нейтронами, и вырожденных электронов ([math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ n }[/math]). Это происходит при плотности [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ 0,5 ρ_0 }[/math] до [math]\displaystyle{ 2 ρ_0 }[/math], где ядерная плотность [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ n }[/math]), протонов ([math]\displaystyle{ p }[/math]), электронов ([math]\displaystyle{ e^– }[/math]) и мюонов ([math]\displaystyle{ 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.