Нейтронная звезда

Cтраница 2

Стабильность нейтронных звезд объясняется тем, что сверхмощным силам гравитации в них противостоит опять-таки отталкивание, обусловленное принципом Паули, но только теперь это отталкивание связано с фермионностью не электронов, а нейтронов. Возможность существования нейтронных звезд предсказал еще в 1932 году выдающийся советский физик-теоретик академик Лев Давидович Ландау ( 1908 - 1968), а в 1934 году швейцарский астроном Фриц Цвикки ( 1898 - 1974) и немецкий астроном Вальтер Бааде ( 1893 - 1960) выдвинули предположение, что нейтронные звезды могут возникать в качестве компактных остатков взрывов Сверхновых. [16]

Открытие нейтронных звезд - в виде пульсаров - относится к 1967 г., но их существование предсказывалось теоретиками еще в начале 30 - х годов нашего века. Так что лишь в случае белых карликов наблюдения поставили теорию в тупик - Эддингтон писал, что современники должны были считать соображения о белых карликах абсурдными; в двух же остальных случаях компактных объектов теория намного опередила наблюдения. [17]

Свойства нейтронных звезд чувствительны к разновесному уравнению состояния при плотностях, превышающих pdrip ( см. гл. [18]

Остывание нейтронных звезд рассматривается в гл. [19]

Прецессия нейтронной звезды, вызванная сплюснутостью твердой коры или ядра. [20]

Вращение нейтронной звезды должно приводить к пульсациям излучения. [21]

Коллапс растущей нейтронной звезды в черную дыру является все же событием умозрительным. В противоположность этому коллапс массивнопгбетгото холодного карлика в нейтронную звезду с образованием сверхновой звезды понимается сравнительно хорошо. Когда массивная изолированная звезда начинает охлаждаться в конце установившейся термоядерной эволюции, внутренняя температура и давление падают, а сердцевина начинает коллапсиро-вать под действием собственной силы тяжести. Возникающий в результате взрыв создает большие перемещения в наружных слоях звезды, которые затем выбрасываются со скоростью тысяч километров в секунду. При взрыве ядро сильно коллапсирует, уменьшая за доли секунды свои размеры от тысяч до десятков километров. В результате образуется сильно сжатая и чрезвычайно плотная нейтронная звезда. [22]

Для нейтронных звезд Rg / R 0 1 ( см. [267] и рис. 103) и ОТО обычно учитывается точно. [23]

Коллапс растущей нейтронной звезды в черную дыру является все же событием умозрительным. В противоположность этому коллапс массивного белого холодного карлика в нейтронную звезду с образованием сверхновой звезды понимается сравнительно хорошо. Когда массивная изолированная звезда начинает охлаждаться в конце установившейся термоядерной эволюции, внутренняя температура и давление падают, а сердцевина начинает коллапсиро-вать под действием собственной силы тяжести. Возникающий в результате взрыв создает большие перемещения в наружных слоях звезды, которые затем выбрасываются со скоростью тысяч километров в секунду. При взрыве ядро сильно коллапсирует, уменьшая за доли секунды свои размеры от тысяч до десятков километров. В результате образуется сильно сжатая и чрезвычайно плотная нейтронная звезда. На поверхности такой звезды яблоко будет весить около 30 млн. т, а предмет, упавший со стола, пробьет пол со скоростью 2 млн. миль в 1 час. [24]

Рассмотрим нейтронную звезду, считая для простоты, что она состоит из свободного нейтронного газа. [25]

Для этого нейтронная звезда должна быть одним из компонентов тесной двойной системы звезд. Для объяснения наблюдаемой интенсивности источников рентгеновского излучения ( которые всегда оказываются тесными двойными системами звезд) необходимо предположить, что нейтронной звездой захватывается около 10 - 9 Л40 вещества в год. [26]

Два возможных механизма переноса массы в двойном рентгеновском источнике. Сплошная кривая указывает полость Роша, вне которой нормальный главный компонент начинает сбрасывать газ на компактный компонент. В случае а главный компонент лежит внутри полости Роша, но теряет массу посредством звездного ветра. Вращающаяся по орбите компактная звезда является препятствием для ветра, и около нее под действием гравитационного поля формируется изогнутый ударный фронт. Некоторая часть вещества, переработанного ударной волной, захватывается компактной звездой. В случае б синхронно вращающийся главный компонент расширяется до границ своей полости Роша и начинает переполнять ее. Газ, текущий через внутреннюю точку Лагранжа L, обладает значительным моментом количества движения. Некоторая часть этого газа захватывается компактной звездой и течет к ней, образуя аккреционный диск. [27]

Могут ли нейтронные звезды иметь радиусы в таком интервале. [28]

При сжатии нейтронной звезды метастабильность относительно расслоения на две фазы проявится лишь в непосредственной окрестности максимума на кривой Р ( р), отвечающего значению р рс. Значение Rc существенно зависит от конкретного вида уравнения состояния, но качественная картина определяется лишь отношением плотностей ц р / рс. При т ] 3 / 2 зародыш новой фазы в центре звезды нарастает до радиуса Rc, сравнимого с радиусом всей звезды. В работе [98], в которой решалась аналогичная задача, неравенство т ] 3 / 2 сформулировано как условие неустойчивости центрального ядра малого размера. [30]

Страницы: 1 2 3 4