Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
сопровождающаяся выделением энергии. При продолжении сжатия за эту точку растущая ферми-энергия электронов вызывает новые ядерные реакции, аналогичные (24.1), но включающие другие ядра. В этих реакциях все больше и больше электронов поглощается при образовании новых ядер, которые все более и более обогащаются нейтронами. Когда плотность достигает величины р = 3-Ю11 г/см3, ядра так высоко обогащены нейтронами (Yjj2), что нейтроны начинают стекать с них. На короткий момент (3-Ю11 г/см3 С р С 4 •1011 г/см3) вещество становится высоко сжимаемым, поскольку большинство оставшихся электронов очень быстро поглощается теми ядрами, с которых стекли нейтроны. При плотностях, превышающих р — 4-Ю11 г/см3, свободных нейтронов становится так много, что давление вырожденных нейтронов превышает давление вырожденных электронов. При дальнейшем сжатии к р~ IO13 г/см3 происходит полное разрушение оставшихся ядер, образец становится почти чисто нейтронным со значением у = 6Z3, характерным для нерелятивистского вырожденного ферми-газа. В смеси с нейтронами имеется как раз достаточное количество вырожденных электронов для предотвращения распада нейтронов и достаточное количество протонов для поддер-
62Fe“ ( - 56Ni|a8 (
в высокой степени сжатые нейтральные атомы в высокой степени сжатые нейтральные атомы
(24.1)
г) Строго говоря, наиболее компактно связанным является ядро Ni||, но разность энергий связи Fe и Ni очень мала. Подробнее см. § 5 гл. 6 в книге [-196].—т Прим. ред.
§ 24.2. Заключительная стадия эволюции звезды 293
1
жания зарядовой нейтральности. Сжатие за р ~ IO13 г/см3 толкает образец в область ядерных плотностей, где физика вещества понята плохо. В уравнении состояния Гаррисона — Уилера все нуклон-нуклонные взаимодействия при ядерных плотностях и выше не учитываются, вещество рассматривается как невзаимодействующая смесь нейтронов, протонов и электронов с преобладанием нейтронов, показатель сжимаемости принимает значение 6I3, пока нейтроны нерелятивистские, и 4/3, когда они достигают релятивистских ферми-энергий. В других вариантах уравнения состояния нуклон-нуклонные взаимодействия пытаются учесть многими способами (см. [285, 286] и большое количество цитируемых в них работ).
Каждому значению плотности в центре звезды рс соответствует одна равновесная конфигурация. Устойчиво ли это равновесие? Анализ устойчивости (гл. 26 и особенно дополнение 26.1) показывает, что многие модели неустойчивы относительно малых радиальных возмущений, которые ведут к гравитационному коллапсу. Устойчивы только белые карлики в области Igpp с 8,4 и нейтронные звезды н интервале 13,4 ^ Igpc =C 15,8. Неустойчивость в интервале значений Ig рс между 8,4 и 13,4 обусловлена 1) релятивистским увеличением гравитационных сил и 2) высокой сжимаемостью вещества вследствие электронного захвата и потери нейтронов атомными ядрами. Нейтронные звезды устойчивы по простой причине. Вещество, в котором преобладают нейтроны, настолько трудно сжать, что не помогает даже релятивистское увеличение гравитационных сил. При значениях выше Ig рс~ 15,8 гравитационные силы становятся настолько большими, что превышают силы давления ядерного вещества, и все звезды тогда неустойчивы. (О возможности существования третьего семейства устойчивых равновесных конфигураций дополнительно к белым карликам и нейтронным звездам см. в [289], однако эта возможность оценивается автором как невероятная.)
Белые карлики имеют массы ниже 1,2 Mq и радиусы от примерно 3000 до примерно 20 000 км. Они поддерживаются в равновесии почти полностью давлением вырожденного электронного газа. Релятивистские отклонения от ньютоновского внутреннего строения составляют лишь долю процента, однако релятивистское влияние на устойчивость и пульсации важно в интервале плотностей от рс « IO8 г/см3 до верхнего предела семейства белых карликов рс = 10е-4 г/см3 (см., например, [262]). Свойства белых карликов совершенно не зависят от того, какой вариант уравнения состояния используется в расчетах.
Свойства нейтронных звезд умеренно зависят от используемого уравнения состояния. Однако все разновидности уравнения состояния приводят к верхнему и нижнему пределам на массу и плотность в центре. Корректные нижние пределы, вероятно, лежат в интервале
13,4 Ig ре мин ^ 14,0, 0,05 AT0 ^ Ммин ^ 0,2 Mq, (24.2)
Равновесные конфигурации для холодного катализированного вещества:
1) формы в устойчивость
2) белые карлики
3) нейтронные звезды
I
294 24. Пульсары и нейтрон. звезды; квазары и сверхмассивные авеады
4) черные дыры
Рождение нейтронной авеады в ревухь-тате звеадного коллапса
Дияяиикя
новорожденной
нейтронной
авеады
а корректные верхние пределы, вероятно, лежат в интервале 15,0 Igp
с макс
^ 16,0, 0,5 Mq Ммакс 3 Mq (24.3)
(см. [290]). Нейтронные звезды обычно имеют радиусы между примерно 6 км и примерно 100 км. Релятивистские отклонения от ньютоновского внутреннего строения велики, иногда они состая-ляют более 50 %.
Кажется несомненным, что никакая холодная звездная конфигурация не может иметь массу, превышающую примерно 5 Mq [290] (I, 2 Mq в соответствии с уравнением состояния Гаррисона — Уилера, фиг. 24.2). Любая более массивная звезда должна уменьшить свою массу ниже этого предела, если она не должна исчезнуть в неизвестности, иначе релятивистские гравитационные силы в конечном счете подвергнут ее катастрофическому гравитационному коллапсу, последовательно уменьшая ее радиус ниже радиуса белого карлика и радиуса нейтронной звезды и превращая ее в черную дыру с размерами в несколько километров. (Cm. часть VII.)
