Всемирное тяготение - Богородский А.Ф.
Скачать (прямая ссылка):
Центральная плотность определяет также радиус равновесной конфигурации. На рис. 29 приведена кривая [71, выражающая эту зависимость графически. Отмеченные на чертеже точки соответствуют обозначениям, принятым на рис. 28. Часть кривой до точки а отвечает белым карликам, отрезок be — нейтронным звездам. Мы видим, что нейтронные звезды должны быть очень плотными небесными телами с радиусами, измеряемыми десятками километров, и со средними плотностями до IO15 г • смгъ и более. Поле тяготения вблизи звезды такого типа должно быть весьма сильным: у поверхности звезды гравитационный потенциал может составить десятые доли с2.
Вопросам строения сверхплотных конфигураций посвящены в последние годы многочисленные исследования. Из обзорных работ, кроме монографии [71, следует назвать книгу Я. Б. Зельдовича и И. Д. Новикова [111, в которой содержится ряд важных оригинальных результатов.
Открытие сверхплотных звезд представило бы большой научный интерес. Однако, если такие звезды существуют в действительности, обнаружить их современными средствами чрезвычайно трудно.
Для определенности рассмотрим нейтронную звезду с радиусом порядка 10е см. По имеющимся оценкам, эффективная температура такой звезды в начальной стадии ее эволюции может быть около 10е °К, вследствие чего при указанном радиусе светимость должна составить ^lO33 эрг!сек, что близко к светимости Солнца. Однако
W6 10* Рис. 29. 284
Г лава Vit. Строение зве ід
почти вся энергия излучения относится к области мягких рентгеновских лучей, поскольку максимум излучения приотемпературе около 1 млн .град приходится приблизительно на 40 А. В области 3000—10000 А, доступной обычным астрономическим наблюдениям, излучение звезды составляет лишь миллионные доли светимости Солнца. В этих условиях нейтронную звезду можно надеяться обнаружить только по ее рентгеновскому излучению. При этом она будет доступна наблюдению относительно недолго, так как ее охлаждение должно протекать весьма быстро, и за IO4—IO5 лет температура звезды значительно понизится. При эффективной температуре Солнца максимум излучения находится в области 4600A, но светимость звезды с радиусом ^lO6 см составит всего IO""7, 10~8 солнечной.
Указывалось, что нейтронная звезда, окруженная рассеянной материей, может долгое время поддерживать рентгеновское излучение за счет аккреции — падения вещества с весьма большими скоростями, возникающими в поле тяжести звезды. Благодаря аккреции поверхностная температура долго остается очень высокой, вследствие чего вероятность наблюдения рентгеновского излучения звезды значительно возрастает.
В последнее время высказывалась гипотеза о том, что с нейтронными звездами могут быть связаны так называемые пульсаторы — недавно открытые источники радиоизлучения, отличающиеся большой правильностью и высокими частотами повторения импульсов. До сих пор было обнаружено около трех десятков пульсаторов, большинство которых имеет периоды повторения импульсов от 0,25 до 2 сек. Осенью 1968 г. открыт пульсатор, посылающий импульсы через каждые 0,033 сек. Согласно указанной гипотезе, ритмичность и высокая регулярность импульсов обусловлены радиальными пульсациями и собственным вращением нейтронных звезд.
9. Гравитационный коллапс. Мы видели, что звезды, лишенные внутренних источников энергии, могут находиться в устойчивом равновесии лишь в том случае, если их массы не превосходят предела Чандрасекара, составляющего около 1,22 Mq. При больших массах устойчивость звезд обеспечивается термоядерной генерацией энергии в их недрах. Однако и в этом случае существует верхний предел массы, за которым устойчивость звездной конфигурации вновь нарушается.
Возмущение звездной конфигурации может вызвать пульсации — последовательные расширения и сжатия звезды вокруг состояния ее равновесия. Частота таких колебаний по порядку
определяется формулой (о2 ^ Для Солнца период пульсаций
rX
составляет ~102 сек. Подробное изучение колебаний показывает, что они вызывают в звезде процессы, одни из которых противодей- 3. Гравитационный парадокс и ОТО
285
ствуют пульсациям, а другие их усиливают. Так, расширение и сжатие звезды нарушает стационарность потока энергии, что вызывает затухание колебаний. С другой стороны, при сжатии звезды повышается температура ее недр, вследствие чего усиливается генерация энергии, что способствует последующему расширению. В свою очередь, при расширении звезды ослабляется термоядерная генерация энергии и уменьшается сопротивление последующему сжатию. Соотношение между двумя этими механизмами — затухания и раскачки колебаний — зависит от массы звезды: с увеличением массы относительная роль второго из них возрастает. Поэтому существует некоторое предельное значение массы, при переходе через которое звезда утрачивает устойчивость по отношению к пульсационным колебаниям; это масса около IO2 Л1@. Таким образом, в соответствии с результатами астрономических наблюдений, теория звездных конфигураций приводит к заключению о том, что массы реальных звезд не превышают указанной верхней границы.
