Нейтронная звезда

Cтраница 3

Возможность существования нейтронных звезд не привлекала большого интереса до тех пор, пока Голд [10] не выдвинул предположения о том, что недавно открытые ( 1968 г.) пульсары могут быть вращающимися нейтронными звездами. Главная особенность пульсара состоит в том, что он испускает короткие импульсы излучения, повторяющиеся через регулярные интервалы времени; периоды известных к настоящему времени пульсаров лежат в области от 33 мс до нескольких секунд. Период пульсара отождествляют с периодом вращения нейтронной звезды, но механизм, ответственный за излучение, до сих пор неясен. Почти наверняка этот механизм связан с движением заряженных частиц в интенсивном магнитном поле ( - 108 Т), окружающем звезду, но эта проблема сложна [22 ] и не имеет отношения к нашей теме. [31]

Энергия вращения нейтронной звезды, образующейся в результате коллапса, с помощью магнитного поля может быть преобразована в кинетическую энергию оболочки и привести к вспышке сверхновой и в том случае, когда рассмотренные выше механизмы взрывов оказываются неэффективными. Результаты всех расчетов качественно согласуются и приводят к превращению - 3 % энергии вращения в кинетическую энергию выброса. Ekin 3 10s зрг, что достаточно для объяснения взрыва сверхновой. [32]

При образовании нейтронной звезды в результате коллапса в ней достигаются гигантские температуры 1011 - 1012 К. Предельная масса горячей звезды выше, чем у холодной, и растет с ростом температуры. [33]

Течение газа при сверхкритической дисковой аккреции. [34]

Имеющиеся у нейтронных звезд очень сильные магнитные поля могут создавать вязкие напряжения и во внешних областях диска, способствуя тем самым переносу в нем углового момента. Соответствующие модельные расчеты дисковой аккреции при учете действия магнитных полей, представляющие большие трудности, производились неоднократно. Сложность задачи состоит в том, что аккреционный поток оказывает действие на поле звезды и приходится добиваться самосогласованности решения. Полученные результаты представляют значительный интерес для теории свечения-пульс аров, но они выходят за рамки темы данной главы. Вопрос о характере турбулентности при наличии очень сильных магнитных полей сложен сам по себе и далек от окончательного решения. [35]

Рентгеновское излучение нейтронной звезды является достаточно мощным только в случае высокой температуры Т - 109 град в центре звезды, и даже сравнительно небольшое понижение температуры приводит к резкому уменьшению светимости. В этой связи расчет существенно зависит от уравнения состояния звезды, которое считается [1, 2, 6] уравнением идеального ферми-газа. [36]

При движении нейтронной звезды через плотное газовое облако аккреция на нее газа сильно зависит от давления газа и процессов излучения. Оцените характерный размер и равновесную плотность колонки яккрецируемого вещества в случае, когда доминирует давление. Если большая часть кинетической энергии падающего газа высвечивается при ударе о поверхность звезды, то какова будет результирующая светимость. [37]

Спектр излучения нейтронной звезды должен быть многокомпонентным. Излучают ударная волна, аккреционная колонка, поверхность нейтронной звезды вблизи основания колонки, плазма, текущая по магнитосфере к полюсам нейтронной звезды. Эта плазма поглощает жесткое излучение колонки и переизлучает его в мягком рентг. [38]

Минимальная масса нейтронной звезды определяется приравниванием среднего значения показателя адиабаты Г критической величине - 4 / 3, определяющей радиальную устойчивость против коллапса. Как обсуждалось в разд. [39]

Вдали от нейтронной звезды магнитное поле слабо влияет на характер аккреционного течения, и поэтому на больших расстояниях остаются в силе приведенные в предыдущей главе решения для сферически симметричной и дисковой аккреции. Однако вблизи звездной поверхности течение плазмы, по-видимому, полностью определяется магнитным полем. [40]

Масса у нейтронных звезд примерно такая же, как у нашего Солнца, а радиус всего около десяти километров. [41]

Луна закроет гипотетическую нейтронную звезду. Во втором случае, поскольку рентгеновские лучи посылает вся туманность, интенсивность этого излучения будет падать постепенно, по мере того, как туманность станет покрываться Луной. [42]

Данные но нейтронным звездам более неопределенные. [43]

Отождествляется с нейтронной звездой, вращающейся с периодом пульсаций. [44]

Ферми в нейтронных звездах значи-тельно ниже порога образования тяжелых ( с, Ъ и t) кварков. [45]

Страницы: 1 2 3 4