Курс теоретической астрофизики

Звёзды, состоящие из нейтронного газа (их называют «нейтронными звёздами»), имеют устойчивые конфигурации, подобные рассмотренным выше конфигурациям белых карликов. Однако плотности этих звёзд гораздо больше плотностей белых карликов, а значит, их радиусы соответственно меньше.

Чтобы построить модель нейтронной звезды, надо задать уравнение состояния нейтронного газа. Так как этот газ является вырожденным, то в качестве первого приближения мы можем взять уравнение состояния вырожденного электронного газа, заменив в нём массу электрона на массу нейтрона и считая μ_𝑒=1. Если звезда состоит из нерелятивистского газа, то по аналогии с формулой (37.21) получаем следующую зависимость между радиусом и массой звезды:

𝑅

=

1,5⋅10⁶

⎛

⎜

⎝

𝑀_☉

𝑀

⎞¹/₃

⎟

⎠

.

(37.34)

Рассматривая нейтронную звезду, состоящую из релятивистского газа, мы можем определить предельную массу звезды. Полагая в формуле (37.32) μ_𝑒=1, для предельной массы находим значение 5,75 𝑀_☉.

В действительности уравнение состояния нейтронного газа может значительно отличаться от принятой нами политропной зависимости. Чтобы написать это уравнение более точно, необходимо принять во внимание взаимодействие между нейтронами (закон которого пока не вполне известен). Кроме того, следует учитывать наличие в нейтронном газе некоторого количества протонов и электронов, доля которых растёт с приближением к поверхности звезды. В центральных же частях особенно плотных звёзд могут присутствовать и гипероны (т.е. элементарные нестационарные частицы с массой, превосходящей массу нейтрона). Вследствие этого соотношение (37.34) между массой и радиусом нейтронной звезды, а также приведённое выше значение её предельной массы должны несколько измениться.

Следует ещё иметь в виду, что при расчёте моделей очень плотных звёзд должна применяться теория тяготения не Ньютона, а Эйнштейна (см. [9]). Это надо делать тогда, когда радиус звезды сравним с её гравитационным радиусом, равным

𝑅

_𝑔

=

2𝐺𝑀

𝑐²

.

(37.35)

Радиусы обычных звёзд гораздо больше их гравитационных радиусов (например, для Солнца 𝑅_𝑔=2,95 км, в то время как 𝑅=7⋅10⁵ км). Однако для нейтронных звёзд, как видно из сравнения между собой формул (37.34) и (37.35), радиус 𝑅 лишь в несколько раз превосходит радиус 𝑅_𝑔 Если использовать реальное уравнение состояния нейтронного газа и релятивистскую теорию тяготения, то для предельной массы нейтронной звезды получается значение, близкое к 2,4 𝑀_☉.

Когда масса звезды превосходит указанное предельное значение, то она не может существовать в виде нейтронной звезды, так как сила давления нейтронного газа не уравновешивает силу притяжения. Такая звезда сжимается, и её радиус становится меньше гравитационного радиуса. Иными словами, звезда оказывается внутри сферы радиуса 𝑅_𝑔, которая носит название сферы Шварцшильда. Основное свойство этой сферы состоит в том, что никакое излучение не выходит из неё наружу. По этой причине подобная звезда называется «чёрной дырой».

Как известно, белые карлики были сначала обнаружены, а потом объяснены теоретически. Совсем иначе складывалась история изучения нейтронных звёзд и чёрных дыр: сперва возможность существования таких объектов была показана теоретиками, а потом начались их поиски на небе. Можно считать, что в отношении нейтронных звёзд эти поиски увенчались успехом: они отождествляются с пульсарами (см. § 31). Что же касается чёрных дыр, то их обнаружение связано с большими трудностями, так как сами они не светятся. Поэтому для обнаружения чёрных дыр использовались два следующих метода: 1) поиски тёмных массивных звёзд в двойных системах по движению видимого спутника, 2) изучение тесных звёздных пар, в которых вещество перетекает от одной компоненты к другой. Если звездой, захватывающей вещество, является нейтронная звезда или чёрная дыра, то оно должно светиться в рентгеновской области спектра (за счёт гравитационной энергии). Выбор между двумя этими типами объектов может быть сделан на основании полученных сведений о массе звезды. В результате описанных поисков был намечен ряд кандидатов в чёрные дыры, в частности, рентгеновский источник Лебедь Х-1, однако предполагаемая их природа ни в одном случае пока достоверно не установлена.

7. Проблема эволюции звёзд.

С теорией внутреннего строения звёзд тесно связана одна из важнейших проблем астрономии — проблема эволюции звёзд. В настоящее время решение этой проблемы основывается на представлении о том, что определяющую роль в развитии звезды играют ядерные реакции. Поэтому успехи ядерной физики имели существенное значение для выработки современных взглядов на эволюцию звёзд. Упомянутые взгляды изложены во многих книгах (см., например, [10]). Здесь мы рассмотрим их весьма кратко.