Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Эффект малой примеси водорода в нейтронной звезде оказывается более интересным фактом, чем это может показаться на первый взгляд. Дело в том, что заполнение протонных и электронных энергетических уровней, так же как и нейтронных, будет препятствовать распадам не только нейтронов, но и других частиц, которые в обычном состоянии нестабильны. Например, р.--мезон становится стабильным, когда kF, е > 53 МэВ, поскольку в этом случае принцип Паули запрещает рождение электронов в процессах распада р~е~ + v + v. Согласно (11.4.26), это происходит тогда, когда плотность р ^mnJin достигает значения 0,038р1ф при пр = 0,005геп. Если плотность достигает значения 0,107ркр при rip = 0,013ип, то импульс Ферми электронов становится равным массе р-мезона 105 МэВ, и электронам, находящимся вблизи уровня Ферми, становится энергетически выгодно превращаться (скажем, при столкновении) в р."-мезоны и в покидающие звезду пары нейтрино — антинейтрино. Таким образом, нейтронные звезды даже с умеренными значениями масс будут содержать примесь р~-мезонов точно так же, как и примесь водорода. По тем же причинам можно ожидать, что гипероны п различные возбужденные состояния нуклонов и гиперонов также будут стабильны и представлены в малых количествах.
Тогда возникает интересный принципиальный вопрос. Например, знаменитый 33-резонанс в пион-нуклонном рассеянии может § 4. Нейтронные звезды
349
рассматриваться либо как проявление пион-нуклонных сил, либо как частица, А-барион, с массой, равной 1236 МэВ, и очень коротким временем жизни, равным 5,5-10-20 с. Должны ли мы включать А-барион в модель идеального газа для нейтронной звезды? С обычной точки зрения казалось бы, что не должны, но при достаточно высоких плотностях нуклонов принцип Паули будет запрещать распады A-viV+Jt, A-»-iV+у и т. д., а энергетические соображения будут благоприятствовать процессу превращения некоторых нейтронов и протонов в А-барион. Конечно, может оказаться и так, что сильные взаимодействия нуклонов просто исключат любую модель идеального газа для плотной нейтронной звезды,но не исключено, что эффекты этих взаимодействий можно будет учесть, рассматривая нейтронную звезду как идеальный газ, состоящий из нейтронов, протонов, электронов, (Д.""-мезонов, гиперонов и нуклонных и гиперонных резонансов (§ Il гл. 15).
В любом случае ясно, что расчеты Оппенгеймера — Волкова, в которых нейтронная звезда рассматривается как чистый идеальный газ нейтронов, должны приниматься с большой осторожностью, когда р (0) сравнимо или больше ркр. Простое включение протонов и электронов наравне с нейтронами в модель идеального газа само по себе не оказывает серьезного влияния на структуру нейтронной звезды [1], однако ядерные силы могут играть при этом важную роль. Например, многие подробные вычисления дают максимальные значения стабильной массы, равные 0,37Mq [17 — 19], 1,95ЛГЭ [20] и 2,4МЭ [21]. Даже эти модели все еще весьма далеки от действительности; предполагается, что реальная нейтронная звезда имеет кристаллическую кору [22], сверхтекучую внутренность [23], мощные магнитные поля [24] *) и часто очень большую скорозть вращения [25, 26].
Открытие [27] в 1967 г. «пульсаров»— звезд, испускающих излучение с различными длинами волн в виде периодических импульсов, разделенных интервалами от нескольких секунд до 0,033 с — наталкивает на мысль, что надо оценить возможные периоды вращений и вибраций нейтронных звезд и белых карликов. Выражения (11.3.37) и (11.3.38) показывают, что для всех у, исключая ®/5, 4/3 и 1, максимальная частота вращения и основная частота колебаний любой ньютоновской политропы имеют порядок VrGMZR3. Вероятно, этот результат справедлив в пределах одного порядка величины для любой стабильной нейтронной звезды; в этом случае характеристическая частота принимает самое большое значение, когда MnR определяются выражениями (11.4.15) и (11.4.16), и равна
(j1/2 = Ю4 с-1. (11.4.29)
1) Другие ссылки см. в работе [21]. 350
Гл. 11. Равновесие в звездах и коллапс
Это значительно больше, чем наблюдаемая частота излучения любого пульсара. В настоящее время полагают, что пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды [28], существование которых начинается с частотами вращений, близкими к максимальной, порядка IO4 с-1, но впоследствии их вращение замедляется из-за потерь энергии на гравитационное или электромагнитное излучения и на электромагнитное ускорение заряженных частиц. (Чтобы объяснить существование этого излучения, а также периодических импульсов, необходимо предположить, что звезда не обладает круговой симметрией относительно оси вращения, как было бы в случае, если бы ее магнитные полюсы не совпадали с полюсами вращения.) В пользу такой интерпретации говорит наблюдение нескольких замедляющихся пульсаров (см. обзор [29]).
Белый карлик с такой же массой, как нейтронная звезда, будет иметь радиус, больший в тп/цте « 900 раз, так что его основная частота колебаний и максимальная частота вращения будут меньше, чем у нейтронной звезды, в 3-Ю5 раз. При M7 близких к Mftiafx, это дает характеристическую частоту, меньшую чем (11.4.29) в 3-Ю5 раз, что составляет примерно 0,3 с-1. Это ниже того, что наблюдается для периодов излучения импульсов большинства пульсаров. Вероятно, пульсары — это нейтронные звезды, а не белые карлики.
