Компактные объекты: белые карлики, нейтронные звезды

Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции звезд малой и средней массы (до примерно 8 M☉). После того как звезда истощает запас водорода и гелия в ядре и теряет внешние оболочки, остаётся плотное ядро, которое не поддерживает термоядерные реакции — это и есть белый карлик.

Физические характеристики:

• Масса: Обычно в пределах 0,5–1,4 M☉, верхняя граница известна как предел Чандрасекара.
• Радиус: Сравним с радиусом Земли (~0,01 R☉), что приводит к экстремальной плотности 10⁶–10⁹ г/см³.
• Состояние вещества: Электронное вырожденное вещество. Поддержка от гравитационного коллапса осуществляется квантовым давлением вырожденных электронов.

Уравнения состояния: Для идеального полностью вырожденного электронного газа давление P связано с плотностью ρ через выражения:

• Нерелятивистский случай:

P = K₁ρ^5/3,

где K₁ зависит от массы электрона и химического состава.

• Релятивистский случай:

P = K₂ρ^4/3,

что приводит к пределу массы Чандрасекара M_Ch ≈ 1.44 M_⊙. При превышении этой массы белый карлик нестабилен и коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру.

Эволюция и охлаждение: Белые карлики не производят энергию термоядерным синтезом и постепенно остывают, излучая остаточное тепло. Процесс охлаждения длителен — миллиарды лет, в ходе которых белый карлик теряет светимость и постепенно становится черным карликом, хотя во Вселенной пока таких объектов не наблюдается.

---

Нейтронные звезды

Нейтронные звезды формируются в результате коллапса массивных звезд (M > 8 M☉) после взрыва сверхновой типа II. Основная часть вещества ядра превращается в нейтроны, а остальная часть выбрасывается в пространство.

Физические характеристики:

• Масса: Обычно 1,2–2,5 M☉.
• Радиус: ~10–15 км, плотность ~10¹⁴–10¹⁵ г/см³, сравнимая с плотностью атомного ядра.
• Состояние вещества: Нейтронная материя с возможными примесями протонов, электронов и более экзотических частиц (гиперонов, кварков).

Уравнение состояния: Для нейтронной звезды давление создаётся вырожденными нейтронами и межчастичными взаимодействиями:

P = P_deg + P_int,

где P_deg — вырожденное нейтронное давление, а P_int — вклад ядерных сил. Точное уравнение состояния остаётся предметом исследований, так как при сверхплотностях квантовые эффекты и сильные взаимодействия становятся доминирующими.

Структура: Нейтронная звезда делится на несколько слоёв:

1. Атмосфера и кора: Состав из ионизированных ядер и электронов, плотность ~10¹⁴ г/см³ в нижней части коры.
2. Внешнее ядро: Состояние сильно вырожденной нейтронной материи с примесями протонов и электронов.
3. Внутреннее ядро: Возможна экзотическая материя — гипероны, кварк-глюонная плазма, супертекучие нейтроны.

Гравитация и релятивистские эффекты: Нейтронные звезды — идеальные объекты для изучения релятивистской гравитации:

• Кривизна пространства-времени экстремальна.
• Гравитационное замедление времени на поверхности может достигать значений $1 - \frac{2GM}{Rc^2} \sim 0.5$.
• Могут наблюдаться эффекты гравитационного линзирования и красного смещения фотонов.

Пульсары и магнитные поля: Многие нейтронные звезды проявляются как пульсары — источники периодического электромагнитного излучения.

• Магнитное поле: 10⁸–10¹⁵ Гс.
• Механизм излучения: Быстро вращающиеся магнитные диполи излучают энергию в радиодиапазоне, оптически и рентгеновском диапазоне.

Ограничения по массе: Существуют верхние пределы массы нейтронной звезды (предел Оппенгеймера–Волкова), выше которых происходит коллапс в черную дыру — ~2,5–3 M☉.