Нейтронные звезды

Структура и физика нейтронных звёзд

Нейтронные звёзды являются конечной стадией эволюции массивных звёзд с начальными массами порядка 8–25 масс Солнца. После того как в недрах звезды прекращается термоядерный синтез и формируется железное ядро, дальнейшее сжатие уже не может быть поддержано давлением вырождения электронного газа. Происходит коллапс ядра, сопровождающийся гравитационным сжатием и взрывом сверхновой. При этом внешние слои звезды выбрасываются в межзвёздную среду, а оставшееся ядро сжимается до сверхплотного состояния, в котором протоны и электроны объединяются в нейтроны:

p + e⁻ → n + ν_e

В результате формируется компактный объект с радиусом порядка 10–12 км и массой, не превышающей предел Толмена–Опенгеймера–Волкова (~3 солнечных масс), после которого объект уже не может оставаться нейтронной звездой и превращается в чёрную дыру.

Структура нейтронной звезды

Нейтронная звезда обладает ярко выраженной слоистой структурой:

Атмосфера и кора

Атмосфера: чрезвычайно тонкий (~сантиметры) и горячий слой, излучающий в рентгеновском диапазоне.
Внешняя кора: состоит из ионизированных ядер, погружённых в вырожденный электронный газ. Приблизительно до плотностей ρ ≈ 10¹¹ г/см³.
Внутренняя кора: по мере увеличения плотности происходит нейтронизация вещества — в ядрах начинает преобладать доля нейтронов, и при ρ ≳ 4 × 10¹¹ г/см³ нейтроны начинают выходить за пределы ядер, образуя так называемый нейтронный газ.

Мантия и ядро

Внешнее ядро: при плотностях выше 10¹⁴ г/см³ вещество становится смесью нейтронов, меньших количеств протонов, электронов и мюонов. Давление поддерживается главным образом вырожденным нейтронным газом.
Внутреннее ядро: при экстремальных плотностях, превышающих ядерную (до 5–10 × 10¹⁴ г/см³), возможны фазовые переходы: образование гиперонов (Λ, Σ, Ξ), конденсация мезонов (π, K), или даже переход в кварк-глюонную плазму (модель «странной материи»).

Уравнение состояния ядерной материи

Одним из центральных вопросов теории нейтронных звёзд является уравнение состояния (EOS) плотной ядерной материи. Оно описывает зависимость давления от плотности и играет ключевую роль в определении массы, радиуса и устойчивости нейтронной звезды.

Существует несколько моделей EOS:

Жёсткое EOS предполагает наличие сильного отталкивания при высоких плотностях, что ведёт к большим радиусам при данной массе.
Мягкое EOS допускает значительное сжатие вещества, что ведёт к компактным нейтронным звёздам.
Exotic EOS: учитывает наличие гиперонов, мезонной конденсации или кварков, приводя к изменениям в массо-радиусной зависимости.

Масса и радиус нейтронных звёзд

Нейтронные звёзды характеризуются узким диапазоном масс: наблюдаемые массы лежат в пределах от ~1.1 до ~2.3 масс Солнца. Радиус нейтронной звезды зависит от уравнения состояния и составляет в среднем 11–14 км.

Максимально возможная масса ограничена пределом Оппенгеймера–Волкова. При превышении этой массы никакая форма давления (включая нейтронное вырождение и взаимодействия ядерных частиц) не может предотвратить коллапс — объект превращается в чёрную дыру.

Сверхтекучесть и сверхпроводимость

Внутреннее строение нейтронной звезды допускает существование экзотических состояний вещества:

Сверхтекучие нейтроны: при низких температурах нейтроны в коре и ядре могут конденсироваться в сверхтекучее состояние, играющее ключевую роль в объяснении глитчей — внезапных изменений вращения.
Сверхпроводящие протоны: из-за высокого давления и плотности протоны также могут формировать куперовские пары и переходить в сверхпроводящее состояние.

Эти эффекты глубоко связаны с ядерной физикой, теорией спаривания (BCS-теория) и квантовой механикой.

Магнитное поле

Нейтронные звёзды обладают чрезвычайно мощными магнитными полями, иногда достигающими 10¹⁵ Гс. По величине магнитного поля различают:

Обычные пульсары: 10¹¹–10¹³ Гс
Магнетары: > 10¹⁴ Гс

Происхождение столь сильных полей связывается с усилением остаточного магнитного поля звезды-прародителя при сжатии, а также с динамо-механизмами в протонной сверхпроводящей среде.

Магнитное поле влияет на структуру атмосферы, спектр излучения, динамику аккреции и даже на ядерные реакции в коре.

Вращение и пульсары

Большинство нейтронных звёзд быстро вращаются, обладая периодами от миллисекунд до нескольких секунд. Из-за наличия магнитного поля и вращения нейтронные звёзды излучают электромагнитное излучение — главным образом в радиодиапазоне. Наблюдаемые периодические импульсы дали название объектам — пульсары.

Угловой момент сохраняется при коллапсе звезды, что приводит к сильному увеличению частоты вращения (сжатие в сотни тысяч раз может увеличить частоту в миллионы раз). В результате рождаются миллисекундные пульсары.

С течением времени из-за излучения магнитодипольной энергии пульсар замедляет вращение. Однако наблюдаются и аномалии: внезапные ускорения вращения (глитчи), объясняемые взаимодействием с внутренней сверхтекучей компонентой.

Нейтринное излучение и охлаждение

Основным механизмом теплопотерь молодой нейтронной звезды является интенсивное нейтринное излучение. Возможны следующие процессы:

URCA-процессы (прямой и модифицированный):

n → p + e⁻ + ν̄_e, p + e⁻ → n + ν_e

Прямой URCA возможен только при определённых соотношениях концентраций частиц. В противном случае доминирует менее эффективный модифицированный URCA-процесс.
Нейтринная эмиссия при спаривании нейтронов: при образовании куперовских пар происходит испускание нейтрино-антинейтринных пар.

По мере снижения температуры основным источником охлаждения становится фотонное излучение с поверхности, переходящее в рентгеновский диапазон.

Аккреция и двойные системы

Нейтронные звёзды, находящиеся в двойных системах, могут аккрецировать вещество от звезды-компаньона. Это приводит к ряду наблюдаемых эффектов:

Рентгеновские пульсары: аккрецирующее вещество направляется вдоль магнитных полюсов, разогревается и излучает в рентгене.
Термоядерные вспышки: периодическое накопление вещества на поверхности может приводить к неустойчивому ядерному горению (вспышки типа X-ray burst).
Перемагничивание и перераскручивание: аккреция может ускорить вращение нейтронной звезды и снизить её магнитное поле, что приводит к рождению перераскрученных миллисекундных пульсаров.

Роль в ядерной физике и астрофизике

Нейтронные звёзды представляют собой уникальные лаборатории ядерной материи при сверхвысоких плотностях, недостижимых в земных ускорителях. Они позволяют исследовать:

Поведение нуклонов и гиперонов при экстремальных условиях.
Возможность существования кварк-глюонных фаз.
Процессы нейтринной эмиссии в плотной материи.
Эффекты сверхтекучести и сверхпроводимости ядерного вещества.

Наблюдательные данные о массе, радиусе, температуре и периодах пульсаров дают ключ к проверке моделей уравнения состояния и свойств сильного взаимодействия в ядерной материи.