Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 66 стр.

                 §19. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

        Образование. Нейтронными звездами называются гидроста-
тически равновесные звезды, вещество которых состоит в основном
из нейтронов. Такие звезды образуются в процессе гравитационного
коллапса массивных звезд, исчерпавших термоядерные источники
анергии. Если в процессе эволюции масса центральной области звез-
ды, лишенной запасов ядерного горючего, окажется больше предела
Чандрасекара ( ∼ 1,4M ), то баланс между силами тяжести и давления
будет нарушен. В результате за несколько секунд центральные облас-
ти звезды сжимаются до ядерных плотностей, подвергаясь одновре-
менно процессу нейтронизации, который заключается в том, что ядра
захватывают электроны и один из протонов ядра превращается в ней-
трон с испусканием нейтрино. Нейтронизация вещества в центре звез-
ды наступает при плотностях 109 -1011 г см3 . В итоге вещество стано-
вится состоящим главным образом из нейтронов.
       В случае, когда появление нейтронной звезды сопровождается
вспышкой сверхновой, значительная часть массы звезды выбрасыва-
ется в космическое пространство, что указывает на возможность обра-
зования нейтронных звезд с массой меньшей чандрасекаровского пре-
дела.
       Другую возможность появления нейтронных звезд представляет
эволюция белых карликов в тесных двойных системах. Перетекание
вещества со звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличи-
вает его массу, и когда она достигнет величины 1, 4M , белый карлик
превратится в нейтронную звезду.
       Обычно принимают, что в Галактике одна нейтронная звезда
возникает в среднем раз в 10 лет. Поскольку возраст Галактики
∼ 1010 лет, то в ней должно содержаться около миллиарда нейтронных
звезд.
       Физические характеристики и структура. Согласно теорети-
ческим расчетам допустимые значения масс нейтронных звезд
( 0,1-2,5) M , радиусов – (10-20)км. Нейтронные звезды должны бы-
стро вращаться вокруг своей оси ( Pmin = 5 ⋅ 10−4 c ) и обладать сильным
магнитным полем ( H ∼ 1012 -1013Гс ).
      Действительно, при коллапсе звезды ее момент количества дви-
жения и поток магнитного поля через поверхность сохраняются, т.е.
                      2
                 Jω = MR 2ω = const, 4πR 2 H = const.               (19.1)
                      5



                                   66