Нейтронные звезды: Страница 4

Оглавление статей
Нейтронные звезды
Страница 2
Страница 3
Страница 4

Страница 4 из 4

 

 

 

Другая попытка дать физическое описание нейтронной звезды была предпринята Роудсом и Руффини из Принстонского университета. Они основывают свою концепцию на уравнении состояния, выведенном Хагедорном из лаборатории ЦЕРНа в Женеве.

Здесь, как и в модели Рудермана, нейтронная звезда представляется в виде слоеного пирога, слои которого по мере приближения к центру звезды оказываются все более плотными. Физические параметры в обеих моделях подобны. Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса — около 0,6—0,7 массы Солнца.

Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разреженной электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являются отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. В одних случаях возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, в иных — излучение на высоких частотах почти сразу же под магнитосферой плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100 000 раз больше плотности железа.

Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Это слой «сверхтвердого» вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы состоят из ядер атомов с атомной массой 26—39 и 58—133. Эти кристаллы чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность железа.

Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он включает в себя область тяжелых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1000 раз больше, чем предыдущего.

Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвертого слоя, плотность при этом возрастает незначительно — примерно в 5 раз. Тем не менее при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как нейтронную жидкость,  «загрязненную» электронами и протонами.

Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно в  1,5 раза больше,  чем в вышележащем слое.  И тем не менее даже такое небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения частиц. С возрастанием плотности наиболее быстрые электроны превращаются в отрицательно заряженные мю-мезоны, а при дальнейшем ее увеличении — в отрицательно заряженные пи-мезоны. В процессах столкновения рождаются все известные в ядерной физике частицы и резо-нансы, которых насчитывается больше тысячи. По всей вероятности, присутствует также большое число еще не известных нам частиц.

Тогда как в первой модели нейтронной звезды ее ядро было твердым, в 100 000 млрд. млрд. раз превосходящим сталь по упругости, в этой модели ядро неожиданно оказывается мягким. Хагедорн объясняет эту мягкость влиянием экзотических элементарных частиц, непрерывно превращающихся в различные короткоживущие формы. Последние изменяются столь быстро, что на Земле — если бы они в действительности могли здесь рождаться — они были бы не в состоянии существовать сколько-нибудь заметное время.

Температуры нейтронных звезд сравнительно высоки. Этого и следует ожидать, если учесть, как они возникают. Напомним, что непосредственно перед имплозией, с которой начинается последовательность превращений при взрыве сверхновой, температура в ее центре достигает 10 млрд. К и даже больше. Но за относительно короткое время, много меньше года, температура быстро падает. Далее охлаждение продолжается преимущественно в результате излучения пар нейтрино — антинейтрино. За первые 10—100 тыс. лет существования звезды температура ядра уменьшается до нескольких сотен миллионов градусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра звезды медленно уменьшается вследствие испускания электромагнитного излучения. Температура поверхности звезды падает быстро. У звезды с массой, равной двум солнечным, температура поверхности понижается примерно на два градуса в год. Хотя это и кажется невероятным, но за время около 1 млн. лет температура звезды падает от 8 до 6 млн/К. Описывая процесс охлаждения звезды, мы, кроме того, пренебрегаем наличием магнитных полей, который могут существенно ускорить охлаждение.

 

I.M. Levill «Beyond the known universe»

Перевод с английского канд. физ.-мат. наук Н.И. Шакуры

 

« Предыдущая — След.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: