Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
1930 г., Чандрасекар [257, 258] рассчитал модели белых карликов с учетом в уравнении состояния вырожденного электронного газа эффектов специальной теории относительности; он обнаружил, что масса белого карлика не может превышать ~ 1,2 Mq («чандрасекаровский предел»). 1932 г. JI. Д. Ландау [259] дал элементарное объяснение чандрасекаров-ского предела.
1949 г., С. А. Каплан [260, 261] рассчитал влияние общей теории относительности на кривую масса — радиус для массивных белых карликов и получил, что эффекты общей теории относительности, вероятно, вызывают неустойчивость, если радиус становится меньше 1,1 ¦ IO3 км.
Роль общей теории относительности в белых карликах: пренебрежимо малое влияние на внутреннее строение;
существенное влияние на устойчивость, частоту пульсаций и форму кривой масса — радиус вблизи чандрасекаровского предела (т. е. в массивных белых карликах). Существен также электронный захват. Cm., например, [196, 262].
Б. Нейтронные звезды
Представляют собой звезды с массой порядка солнечной, радиусом около 10 км и плотностями порядка IOf* г/см3 (т. е. такими же, как плотность атомного ядра); тяготение в них уравновешено давлением вырожденных нейтронов и нуклон-нуклонными сильными взаимодействиями; ядерное горение отсутствует, излучаемая энергия черпается из энергии вращения и оставшегося запаса внутренней тепловой энергии.
Теоретические расчеты предсказали их существование в 1934 г., однако до
1968 г. это не было подтверждено наблюдениями.
1J Подробный анализ см. в книге Зельдовича и Новикова [196]; там же указана литература по всем затрагиваемым здесь вопросам.
2) 1928 г., Я. Френкель [536] показал важность релятивистского вырождения электронного газа в массивных белых карликах. М. П. Бронштейн заложил основы теории белых
карликов.—Прим. ред.
I
284 24. Пульсары, и нейтрон, ввеады; квааары и сверхмассивные ввезды
ФИГ. 24.1.
Два значительных достижения на астрофизической сцене: нейтронная ввезда (1933 г.) и черная дыра (1795 г., 1939 г.). Надлежащее объяснение их невозможно без общей теории относительности.
о р V
PHVS1CAb KEV
VOLUME <5
ProceedtaBs
of the
¦„m Physical Society
American ,93J
,„a DE«"aE* i5 THE ST*Nf“«n MSE ’
° 0{ mass
—ЛіпаГУ tYv
'-•ОЕСЕИ u№ ordinao'
butfe л,,м«с тої5 ” и0иа occurs«- ue».rvcd on
r, may Ы - is about Ю tl^ Calculatlons (MiUlkan' лсяе represent . ftna\ stag
^••rtSSScw «sfbt-*.» -SS-пЛЛЙ «ЯйЛ^З1 S -5Я5?* ¦*»* ”л
, ли. в**ОЕ’
„4 Cosmic R»J >a№mia з», supernov»' f zwickv.
Wli*,» Obirrv0tt5^rnovae ««с “P “ *wrfB. ot » »“P"'
„« r«).».№ T ^eraI centuries- Th brightncM at
l«buUl °"« l" “ ' days anJ -» ab _, 4«. The viable
• about twenty Д/vi»** - the radiation
Ssa^fe^SsSStt
tzr&j&s&rJgi
rf Л» ^ .«.if d“r,nB,( “pernovae nova ^rdcr 8 l01s ergs, H sup*
? 210*1-,-3 ,B*_______________
FEBRUARY 15, 1939
PHYSICAL REVIEW
VOLUM E 55
On Massive Neutron Cores
J. R. Oppenheimer and G. M. Volkuff Department of Pkysiesl University of California, Berkeley, California (Received January 3, 1939)
It has been suggerted that, when the pressure within stellar matter becomes high enough, a new phase consieting of neutrons will be formed. In this paper we study the gravitational equilibrium of masses of neutrons, using the equation of state for a cold Fermi gas, and general relativity. For masses under only one equilibrium solution exists, which is approximately described by the nonrelativistic Fermi equation of state and Newtonian gravitational theory. For masses i©<m<|0 two solutions exist, one stable and quasi-Newtonian, one more condensed, and unstable. For masses greater than $0 there are no static equilibrium solutions. These results are qualitatively confirmed by comparison with suitably chosen special cases of the analytic solutions recently discovered by Tolman. A discussion of the probable effect of deviations from the Fermi equation of state suggests that actual stellar matter after the exhaustion of thermonuclear Sources of, energy will, if massive enough, contract indefinitely, although more and more slowly, never reaching true equilibrium.
§ 24.1. Общие замечания 285
I
EXPOSITION
OV SYSTEMS
DU MONDE,
Pi* PnKu-SiHOK LAPLACE*
de 1'Ioititut National de Trence., et du Bureta d«* Longitudes.
TOME SECOND.
Арал
is,
De Ftmprimerie du Cenctc-SociAi., rue da Thettre Fnnfeii, N*. 4.
s'ar IV b« tA JUmuquitr»iii$Ani.
(SeS)
Itutti unwblet a U distance qu» nous en t«* Iparc; et corobien Hf doivent fvrpimr ceux I que nous observon* і U fur free du soleil ? I Tout cei corps' devenus invisibles« font а I)а rneme place oA il* ont есе observes, puU*
I qu’ils n en ont point changl, durant Ieur apparition ; il exitte done dans Ies espaies te* Uites , dts corps obscutt aussi considerables, et pent ?fo en aussi grand nombre. que Ies /toilu. Un Mire lumintus/de meme dentiie que ta tme« et dom Ie diametre «erart deux cents cinquante fois plus grand que celui da soteil ¦ ne Iatsserait en vettu de son attraction , parvenir aucun de ses rayons jusqua nous ; il cftdone possible que Ib plus grands corps Iunineux de Tunivert4 soieirt par ceta тёше , invisibles. Uoeetoile qui , sans etre de cette grandeur, surpasseraii copsiderablement Ie soleil *, affttbitTsit sensiblemem Ia v fosse de Ia Iumiere. et augmenftrait ainsi I etendue de son aberration. Cette difference dans ! aberration des eioib; un catalogue de celles qui tie font que paraitre, et Ieur position obsetvee au moment* de leaf eelat passager; Ia de-* termination detouic* Ieteteilet cbapgeantea# Tmu IL V
