Нейтронные звезды — это компактные остатки массивных звезд, переживших гравитационный коллапс после сверхновой. Их радиус составляет примерно 10–15 км, при массе, близкой к массе Солнца, что делает плотность вещества порядка 1014–1015 г/см³, сравнимой с ядерной плотностью. Материя в таких условиях находится в состоянии крайне высокой деградации, что определяет специфические свойства нейтронных звезд.
Ключевые компоненты структуры нейтронной звезды:
Атмосфера и кора: верхние слои состоят из ионизированного газа, в котором атомные ядра организованы в кристаллическую решетку. Толщина коры обычно составляет около 1 км. Внутри коры наблюдаются уникальные формы ядерной материи, называемые «ядерными пастами», включающие структуры вроде шпагетти и лазанья, образующиеся за счет конкуренции ядерных и кулоновских сил.
Внешнее ядро: слой под корой содержит сверхтекучие нейтроны и немного протонов и электронов. Здесь проявляются квантовые эффекты при сверхвысоких плотностях, включая сверхтекучесть и сверхпроводимость компонентов.
Внутреннее ядро: может состоять из более экзотических форм материи — гиперонов, кварк-глюонной плазмы или конденсата мезонов. Физика этого слоя пока изучена недостаточно, и основные модели опираются на уравнения состояния, полученные из квантовой хромодинамики и ядерной физики.
Основной силой, противодействующей гравитационному сжатию, является давление вырождения нейтронов. В условиях полной вырождения частицы подчиняются принципу Паули, что создает значительное давление даже при температуре, близкой к абсолютному нулю. Для вырожденного газа нейтронов давление P описывается выражением:
$$ P = \frac{(3\pi^2)^{2/3}\hbar^2}{5 m_n} n^{5/3} $$
где n — концентрация нейтронов, mn — масса нейтрона. При больших плотностях возникает релятивистский эффект, и уравнение состояния меняет вид, что существенно влияет на максимальную массу стабильной нейтронной звезды (порог ТОЛМАНА-ОППЕНГЕЙМЕРА-ВОЛКОФА, ≈2,1–2,3 M⊙).
Нейтронные звезды являются уникальными лабораториями для исследования квантовых феноменов в макроскопических масштабах. Нейтронная сверхтекучесть и протонная сверхпроводимость определяют динамику вращения звезды и теплообмен в ядре.
Сверхтекучесть нейтронов позволяет объяснить явление «глитчей» — резких скачков частоты вращения пульсаров. Внутренние вихревые структуры переносят угловой момент между слоями, вызывая внезапные изменения наблюдаемого периода.
Сверхпроводимость протонов приводит к формированию квантованных магнитных флуксоидов, что влияет на магнитное поле нейтронной звезды и, как следствие, на излучение.
Нейтронные звезды обладают экстремально сильными магнитными полями: от 108 до 1015 Гс. В случае магнитаров поля достигают критических значений, при которых квантовые эффекты электромагнитного поля становятся существенными. Такие поля влияют на термодинамику верхних слоев, рассеяние фотонов и транспорт заряда.
Сильная гравитация нейтронной звезды требует применения общей теории относительности. Метрики Шварцшильда и Толмана-Оппенгеймера-Волкофа описывают гравитационное сжатие и распределение давления, что позволяет моделировать массу и радиус звезды с высокой точностью.
Первичные температуры нейтронной звезды после образования достигают 1011–1012 K, однако быстрый нейтринный испуск приводит к сильному охлаждению до 106 K в течение тысяч лет. Основные механизмы охлаждения:
Вращающиеся нейтронные звезды с сильными магнитными полями излучают электромагнитную энергию, формируя пульсарные сигналы. Излучение обусловлено ускорением зарядов вдоль магнитных линий и когерентными процессами в магнитосфере. Наблюдаемые характеристики включают:
Нейтронные звезды служат естественными лабораториями для проверки фундаментальных законов физики при экстремальных условиях. Их слияния, сопровождаемые гравитационными волнами и короткими гамма-всплесками, позволяют исследовать происхождение тяжелых элементов (уран, золото) и проверять модели уравнения состояния сверхплотной материи.
Кроме того, наблюдения пульсаров позволяют измерять свойства межзвездной среды, проводить высокоточные тесты общей теории относительности и изучать динамику звездных систем с высокой плотностью.