Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Прежде всего следует сказать хотя бы несколько слов об ожидаемых теоретических свойствах нейтронных звезд. Сама возможность существования нейтронных звезд как стабильных конфигураций, находящихся в состоянии равновесия под действием сил гравитации и давления, была высказана еще в 1934 г. американскими астрономами Цвикки и Бааде, которые предположили, что нейтронные звезды образуются при вспышках сверхновых звезд. Долгие годы после этого было совершенно не ясно, образуются ли действительно нейтронные звезды или они представляют собой только изящную математическую конструкцию. Между тем теоретики продолжали исследовать сверхплотное состояние звездного вещества. Уже давно стало ясно, что гипотетические нейтронные звезды не могут представлять собой однородной конфигурации, другими словами, физическое состояние нейтронной звезды должно меняться от ее периферии к центру. Нельзя также считать, что вещество такой звезды состоит только из очень плотно упакованных нейтронов. Во всей ее толще в качестве «примеси» к нейтронам должны быть протоны и электроны. Вблизи поверхности должны доминировать тяжелые ядра, а в самых центральных областях — сверхтяжелые элементарные частицы — гипероны, которые в условиях лабораторных экспериментов крайне нестабильны. Выяснилось, что эти ядра в наружных слоях нейтронной звезды должны образовывать кристаллическую решетку, т. е. периферия нейтронной звезды представляет собой твердое тело. Между тем внутренние ее слои должны представлять собой сверхтекучую жидкость.

Рис. 22.1: Схема внутреннего строения нейтронной звезды.

Следует подчеркнуть, что при построении модели нейтронной звезды теоретики столкнулись с большими трудностями, связанными главным образом с недостаточностью наших знаний о природе ядерных сил, действующих между частицами, образующими нейтронную звезду. Тем не менее «полукачественную» модель нейтронной звезды все же удалось построить. На рис. 22.1 схематически показана стратификация вещества в нейтронной звезде, как она представляется в настоящее время. Вблизи поверхности вещество состоит главным образом из очень плотно «упакованных» ядер железа. Кроме того, там имеется сравнительно небольшое количество ядер гелия и других легких элементов, а также очень плотный вырожденный электронный газ, подобный тому, какой имеется в недрах белых карликов (см. § 10). Присутствие электронов необходимо для компенсации положительного объемного заряда ядер. По мере продвижения в глубь нейтронной звезды ее плотность растет и электроны как бы «вдавливаются» в ядра. При этом образуются богатые нейтронами ядра, более тяжелые, чем ядра железа. При плотности вещества около 3 10¹¹ г/см³ эти тяжелые ядра перестают быть устойчивыми. Они начинают выбрасывать нейтроны и постепенно по мере продвижения в глубь вещество становится смесью очень плотно упакованных нейтронов, в то время как тяжелые ядра уже играют роль сравнительно небольшой «примеси». Наконец, при плотности около 5 10¹³ г/см³ тяжелые ядра совсем исчезают. При больших плотностях, уже приближающихся к ядерной плотности, вещество состоит преимущественно из очень плотно упакованных нейтронов со сравнительно небольшой примесью протонов и электронов. При плотности 3 10¹⁴ г/см³ концентрация заряженных элементарных частиц — протонов и электронов — составляет еще несколько процентов от концентрации нейтронов. Наконец, в самых центральных областях нейтронной звезды появляются и начинают играть существенную роль гипероны (прежде всего сигма-минус-гипероны, обозначаемые символом ^-), а также мю-мезоны, которые вместе с нейтронами, электронами и протонами являются там доминирующими частицами. Не исключено, что в самых центральных областях нейтронной звезды вещество состоит из очень плотно упакованных кварков. Следует, однако, подчеркнуть, что физические условия в самых центральных областях нейтронной звезды известны сейчас особенно плохо. Слишком еще несовершенны наши знания о характере взаимодействия этих частиц в столь необычных условиях.

Недостаточность знаний физических условий в самых центральных областях нейтронных звезд делает пока далекими от совершенства их модели, т. е. построение теоретической зависимости радиусов нейтронных звезд от их массы. Тем не менее кое-какие результаты теоретиками уже получены. Например, оказалось, что чем меньше масса нейтронной звезды, тем больше ее радиус.

В этой связи следует подчеркнуть, что теория еще не может указать на область допустимых значений масс нейтронных звезд, хотя большая часть специалистов полагает, что массы их должны быть сравнительно невелики, в пределах 0,15 1,5M. Этот важный вопрос пока еще далек от ясности.

Рис. 22.2: Теоретическая зависимость радиуса и момента инерции нейтронных звезд от их массы.