Нейтронная звезда

   История нейтронных звезд начинается с 1932 г., когда английский физик Дж. Чэдвик открыл нейтроны. Весть об открытии быстро докатилась до Копенгагена. Как-то вечером один из основателей современной физики атома датчанин Н. Бор обсуждал новость с гостившими в его институте Л. Розенфельдом и Л. Д. Ландау. Именно тогда Л. Д. Ландау предположил, что могут существовать холодные плотные звезды, состоящие из нейтронов. Об этом разговоре известно из воспоминаний Л. Розенфельда. Два года спустя появилась статья американских астрономов В. Бааде и Ф. Цвикки. Они также предсказали существование нейтронных звезд и предположили, что эти звезды образуются при взрыве сверхновых.

   Более тридцати лет после теоретического предсказания не было никаких наблюдательных подтверждений существования нейтронных звезд. Первая нейтронная звезда — радиопульсар PSR 1919+21 — была открыта английским радиоастрономом А. Хьюишем и его группой лишь в 1967 г. Уже спустя несколько лет нейтронные звезды стали привычными (и интереснейшими!) объектами наблюдений.

   Сейчас, когда с момента открытия нейтронных звезд прошло 34 года стало ясно, что нейтронных звезд очeнь много. Одних только радиопульсаров известно болеe пятисот. Ясно также, что нейтронные звезды проявляют себя крайне разнообразно во многих диапазонах электромагнитного спектра: это и радиопульсары, рентгеновские пульсары и вспыхивающие рентгеновские источники. По-видимому, вблизи нейтронных звезд формируются наблюдаемые вспышки гамма-излучения и квазипериодические осцилляции рентгеновского излучения. 23 февраля 1987 г. нейтринные детекторы зарегистрировали мощный всплеск нейтринного излучения, возникшего при взрыве сверхновой и образовании нейтронной звезды в Большом Магеллановом Облаке.

   По современным представлениям в нейтронной звезде можно выделить несколько слоев: поверхностный слой, внешнюю и внутреннюю кору, внешнее и внутреннее (загадочное) ядро. Толщины слоев и плотность в центре звезды зависят от массы звезды и свойств вещества ядра.

   Поверхностный слой имеет толщину не более нескольких метров и простирается от поверхности до глубины, где плотность вещества достигает величины, скажем, 10⁶ г/см3. Вещество этого слоя — обычная плазма — подвержено сильному влиянию магнитных полей, которые (по наблюдениям) могут достигать огромных величин, 10¹² -- 10¹³ Гс

   Внешняя кора расположена под поверхностью и имеет толщину в несколько сот метров. Плотность на ее дне примерно равна 4*10¹¹ г/см3. Вещество состоит из электронов и атомов. Электроны образуют свободный вырожденный газ, подобный электронному газу в металлах: в газе имеются электроны с импульсами от нуля до граничного (максимального) импульса Ферми. Импульс Ферми определяется концентрацией электронов (т. е. плотностью) и не зависит от температуры. Такое возможно благодаря принципу Паули, который запрещает двум одинаковым частицам-фермионам (с полуцелым спином) пребывать в одном состоянии. К фермионам относятся как электроны, так и нуклоны (нейтроны и протоны); спин этих частиц равен 1/2. Вырожденный газ образуется при достаточно высоких плотностях и низких температурах. Он обладает большим давлением даже при нулевой температуре. Основной вклад в давление во внешней коре как раз и вносят вырожденные электроны. При плотности выше 10⁶ г/см3 электроны с импульсами Ферми становятся релятивистскими частицами (т. е. их скорости приближаются к скорости света).

   Атомы во внешней коре полностью ионизованы давлением электронов и по существу являются атомными ядрами. Как правило ядра образуют кристалл (отсюда и название — кора). При угублении в кору энергия электронов растет. Быстрые электроны могут захватываться ядрами и превращать протоны ядер в нейтроны: ядра обогащаются нейтронами. На дне внешней коры ядра имеют сильный избыток нейтронов и мало напоминают ядра, которые стабильны в земных условиях.

   Внутренняя кора расположена под внешней корой. Обычно ее толщина составляет несколько километров, а плотность у ее дна достигает примерно 0,5 от средней плотности. Внутренняя кора отличается от внешней тем, что в веществе появляются свободные нейтроны: ядра переобогащены нейтронами и испускают часть из них. Этот процесс называется нейтронизацией вещества. Свободные нейтроны, подобно электронам, образуют вырожденный газ. При углублении в кору число свободных нейтронов растет. У дна коры ядра полностью исчезают. Основной вклад в давление вблизи границы с внешней корой вносят электроны, а вблизи границы с ядром звезды — нейтроны. «Нейтронизация» делает вещество более «мягким» (сжимаемым). Интересно, что нейтроны во внутренней коре оказываются сверхтекучими. Нейтронная сверхтекучесть, по расчетам, появляется при огромных температурах, около 10¹⁰ -— 10¹¹ К, фактически сразу после образования нейтронной звезды.

   Ядро располагается под корой и имеет радиус 7—15 км. В нем можно выделить внешнее ядро и внутреннее (загадочное) ядро.

   Внешнее ядро - простирается до плотности порядка 2ух плотностей атомного ядра (средняя плотность самой нейтронной звезды). Оно состоит из нейтронов с небольшой, несколько процентов, примесью электронов и протонов. Протоны представляют останки атомных ядер, имевшихся в коре. Вещество внешнего ядра звезды похоже на материю в атомных ядрах. Однако, в обычных атомных ядрах нейтронов и протонов примерно поровну, а в нейтронных звездах нейтронов большинство. Все частицы в ядре звезды вырождены. Электроны — релятивистские, а нуклоны — нет, хотя их импульсы Ферми растут с глубиной. На границе с загадочным ядром нейтроны уже становятся слегка релятивистскими. Теория внешнего ядра упирается в три основные проблемы: уравнение состояния, сверхтекучесть нейтронов и сверхпроводимость протонов.

   Загадочное ядро. Это самая непонятная область нейтронной звезды. Плотность вещества в загадочном ядре как минимум в несколько раз выше ядерной плотности. Основное отличие внешнего и загадочного ядер состоит в следующем. При переходе из внешнего ядра в загадочное нейтроны, протоны и электроны становятся столь энергичными, что, сталкиваясь, начинают рождать новые частицы, как это обычно бывает при столкновениях быстрых частиц. Весь вопрос в том, какие частицы рождаются и как они влияют на свойства вещества. Лабораторные данные о веществе со сверхядерной плотностью крайне скудны. Правильно рассчитать рождение новых частиц сложно. Выдвигаются три основные гипотезы: о модификации стандартной материи, и о появлении либо пионного конденсата, либо странной материи.

   Нейтронные звезды образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах обычной звезды, если ее масса к этому моменту превышает 1,4 массы Солнца. Поскольку источники термоядерной энергии отсутствуют, устойчивое равновесие звезды становится невозможным и начинается катастрофическое сжатие звезды к центру — гравитационный коллапс. Если исходная масса звезды не превышает некоторой критической величины, то коллапс в центральных частях останавливается и образуется горячая нейтронная звезда. Процесс коллапса занимает доли! секунды. За ним может последовать либо натекание оставшейся оболочки звезды на горячую нейтронную звезду с испусканием нейтрино, уносящих более 10% массы звезды, либо сброс оболочки за счет термоядерной энергии «непрогоревшего» вещества или энергии вращения. Такой выброс происходит очень быстро, и для наблюдателя на Земле он выглядит как грандиозный взрыв — вспышка сверхновой звезды. Наблюдаемые нейтронные звезды — пульсары часто связаны с остатками сверхновых звезд.

   Нейтронные звезды могут существовать, если их массы больше 0,05 массы Солнца. Если масса нейтронной звезды превышает 3—5 массы Солнца, равновесие ее становится невозможным, и такая звезда будет представлять собой черную дыру.