Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 2)

В нейтронной звезде можно выделить четыре основные области. Первая – внешняя кора, слой толщиной 300-600м, представляющий собой кристаллическую решетку атомов (в основном, железа) и вырожденных электронов. Вторая область – внутренняя кора, слой толщиной 500-800м. Его образуют перенасыщенные нейтронами ядра, а также вырожденные электроны и нейтроны. При дальнейшем движении внутрь звезды плотность возрастает настолько, что в следующих слоях уже не могут существовать отдельные атомные ядра.

Третий слой – внешнее ядро, толщиной 9-12 км. Он представляет собой жидкость вырожденных нейтронов с малой примесью вырожденных протонов и электронов (возможно, и других частиц, например, мюонов). О свойствах этой области достоверно ничего не известно.

Еще меньше известно про внутреннее ядро. Плотности здесь могут достигать 20ρ_я. Помимо нейтронов здесь должны существовать другие частицы. Существует несколько гипотез о том, как реализуется их взаимодействие, но в целом вопрос остается открытым.

3.3. Способы наблюдения нейтронных звезд

Переходим от теории к практике – к тому, как увидеть НЗ и как измерить их параметры. Светимость НЗ в оптическом диапазоне крайне низкая, поэтому НЗ наблюдают в радио- и гамма- диапазонах, а также в рентгене.

Как было сказано выше, НЗ наблюдаются как пульсары, т.е. как источники периодически повторяющихся импульсов излучения. При перетекании вещества на НЗ (например, в двойной системе) наблюдается рентгеновское излучение, образующееся при аккреции вещества на НЗ. При полях >10¹⁰Гс НЗ светит как рентгеновский пульсар. При меньших полях вещество накапливается на поверхности, пока не происходит термоядерный взрыв. Взрыв вызывает вспышку рентгеновского излучения, поэтому такая НЗ становится вспышечным источником – барстером.

Некоторую информацию можно почерпнуть из измерений периода пульсаций. Во-первых, он увеличивается, откуда можно оценить темп потери энергии нейтронной звездой. Во-вторых, помимо монотонного роста, наблюдаются скачкообразные изменения, которые, возможно, являются следствием растрескивания коры и звездотрясений.

По задержке прихода импульсов на разных частотах можно оценить (правда, весьма грубо) расстояние до НЗ (этот эффект связан с распространением волн в космической плазме).

Важную задачу представляет собой измерение масс и размеров нейтронных звезд. Экспериментальные данные для этих величин помогли бы уточнить уравнение состояния сверхплотной материи.

Радиусы НЗ можно найти из измерений красного смещения , где – разность между регистрируемой длиной волны λ и истинной длиной волны , по формуле

где − гравитационный радиус. Это эффект, связанный с наличием сильного гравитационного поля у НЗ, соотношение для z следует из ОТО.

Массы нейтронных звезд также могут быть определены из астрономических наблюдений.

Для одиночных НЗ массу можно оценить косвенно. Зная расстояние до звезды и определив по спектру эффективную температуру T_e, из формулы для светимости

можно найти радиус, а дальше по соотношению масса-радиус определить массу. Однако это соотношение зависит от выбора уравнения состояния, поэтому такой способ оказывается неточным.

Наиболее точные результаты получаются для двойных систем. Для системы НЗ-оптическая звезда измеряют параметры орбитального движения компонентов, а из них – отношение масс компонентов. Массу оптической звезды оценивают по ее спектральному классу.

В системах НЗ-НЗ можно также измерять релятивистские эффекты: поворот оси орбиты, гравитационное красное смещение, гравитационное запаздывание импульсов, вековое уменьшение периода из-за излучения гравитационных волн. Наблюдения таких систем дают наиболее точные результаты для масс, а также позволяют проверять различные теории гравитации.

Еще одна величина, которую, возможно, можно будет аккуратно измерить в будущем – момент инерции НЗ. Измерив момент инерции и массу, можно посчитать радиус, что позволит уточнить уравнение состояния.

3.4. Дальнейшая эволюция нейтронной звезды

Излучая, звезда теряет свою энергию. Со временем уменьшается скорость вращения звезды, напряженность магнитного поля, интенсивность радиоизлучения. Если звезда светила в оптическом диапазоне, это свечение пропадает первым, потому что его обеспечивают самые энергичные частицы. Период пульсара увеличивается, а интенсивность уменьшается, и через какое-то время пульсар гаснет вовсе. Он становится практически невидимым.

Иначе обстоит дело в двойных системах, где есть перетекание вещества на НЗ. В этом случае остывание звезды компенсируется, т.к. излучается энергия аккрецирующего потока. В этом случае НЗ не только не тормозится, но может даже разогнаться. Далее, либо закончится вещество звезды-спутника и НЗ остынет, как одиночная, либо ее масса превысит предельное значение, и образуется черная дыра.

Список используемой литературы

1. Физика космоса: Маленькая энциклопедия /Редкол.: Р.А. Сюняев и др. — М.: Сов. энциклопедия, 1986

2. 2. А.В. Засов, К.А. Постнов. Общая астрофизика. Фрязино, 2006г.

3. 3. И.М. Капитонов. Введение в физику ядра и частиц. М.: Физматлит, 2010, 4-е издание, сс. 292-298.

4. 4. А.М. Черепащук, А.Д. Чернин. Вселенная, жизнь, черные дыры. Фрязино, 2004 г, сс.129-138.

5. Звезды. Под ред. В.Г. Сурдина. Физматлит, 2009, сс. 168-197.

6. Физическая энциклопедия / Гл. ред. А.М. Прохоров – М.: Большая Российская энциклопедия. Т.3. 1992

Характеристики

Список файлов курсовой работы