Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Недостаточность знаний физических условий в самых центральных областях нейтронных звезд делает пока далекими от совершенства их модели, т. е. построение теоретической зависимости радиусов нейтронных звезд от их массы. Тем не менее кое-какие результаты теоретиками уже получены. Например, оказалось, что чем меньше масса нейтронной звезды, тем больше ее радиус.

В этой связи следует подчеркнуть, что теория еще не может указать на область допустимых значений масс нейтронных звезд, хотя большая часть специалистов полагает, что массы их должны быть сравнительно невелики, в пределах 0 , 15 1 , 5 M . Этот важный вопрос пока еще далек от ясности.

Рис. 22.2:Теоретическая зависимость радиуса и момента инерции нейтронных звезд от их массы.

На рис. 22.2 приведена од на из существующих моделей нейтронных звезд, дающая зависимость их радиуса от массы. Для масс больших, чем 1 M , разные модели дают разные зависимости R ( M ), что объясняется незнанием точного уравнения состояния вещества для плотности, превышающей 10 15г/см 3(сравните с зависимостью «масса — радиус» для белых карликов на рис. 10.1).

Большой интерес представляют уже упоминавшиеся в предыдущем параграфе «звездотрясения», т. е. скачки в периоде пульсаров PSR 0831—45 (Паруса X) и NP 0531 (Краб). У первого пульсара наблюдались два таких скачка, разделенных промежутком времени больше двух лет, причем относительное изменение периода достигало 10 -6. У NP 0531 такие скачки значительно меньше. Вероятнее всего «звездотрясения» связаны со скачкообразным изменением момента инерции вращающейся нейтронной звезды. Такое изменение может быть достигнуто, если нейтронная звезда уменьшает свой радиус на величину 0 , 01 см. Как можно понять такое явление?

Из-за быстрого вращения равновесной конфигурацией нейтронной звезды должна быть фигура, близкая к эллипсоиду вращения. Но вследствие непрерывного замедления вращения должны меняться параметры этого эллипсоида (он должен становиться все менее сплюснутым). Однако жесткость твердой «коры» нейтронной звезды препятствует «плавному» изменению ее фигуры. По этой причине в коре накапливаются упругие натяжения, и после достижения предела прочности происходит скачкообразная деформация коры, носящая характер сдвига. Таким образом, изучение «звездотрясений» позволяет глубже понять свойства нейтронных звезд.

На рис. 22.2 приведена также теоретически рассчитанная характеристика нейтронной звезды — ее момент инерции I , определяющий кинетическую энергию вращения ( E = , где — угловая скорость). Для допустимых значений массы нейтронных звезд (0 , 15 < M < 1 2 M ) 7 10 43 < I < 7 10 44г/см 2.

Из наблюдаемого увеличения периодов пульсаров со временем можно получить , а следовательно, и = .

Скорость уменьшения кинетической энергии вращения пульсара

(22.1)

Первая задача физики пульсаров — понять, почему вращающиеся нейтронные звезды тормозятся, тем самым непрерывно выделяя энергию. Простейшее объяснение этого явления сводится к тому, что нейтронные звезды сильно намагничены. Тогда вращающаяся нейтронная звезда, находящаяся в вакууме , будет излучать магнитно-дипольное излучение, частота которого равна частоте вращения, а мощность определяется формулой