Нейтронна зоря: відмінності між версіями

Товщина внутрішньої оболонки (внутрішньої кори) може досягати декількох кілометрів (зазвичай ~ 2 км). Густина збільшується до <math>\sim0,5 \rho_0</math> (<math>\rho \simeq 1,4\times 10^{14}</math> г/см³), де <math>\rho_0 = 2,8 \times 10^{14}</math> г/см³ – ядерна густина. Речовина складається з електронів, вільних нейтронів і атомних ядер з надлишком нейтронів. Зі зростанням густини кількість вільних нейтронів збільшується. Більшість нейтронів знаходяться в [[Надплинність|надтекучому]] стані. Тиск у внутрішній корі створюється [[Вироджений газ|виродженими]] нейтронами.

 

 

На границі з ядром нейтронної зорі іонів вже майже немає, а речовина являє собою суміш нейтронної, протонної і електронної рідин. Біля основи внутрішньої кори, де <math>\rho = 10^{14} - 1,5\times10^{14}</math> г/см³ ядра можуть зливатися в кластери і набувати несферичної форми. Це пов′язано з тим, що сферична форма атомного ядра в рамках [[Краплинна модель ядра|моделі рідкої краплини]], що мінімізує поверхневу енергію, енергетично вигідна лише при низькій густині. Шар такої речовини між оболонкою і ядром нейтронної зорі називають мантією. Однак її наявність передбачається не всіма сучасними моделями, для деяких із них він не є енергетично вигідним.

Зовнішнє ядро нейтронної зорі зазвичай має товщину порядку декілька кілометрів і густину речовини 0,5 – 2 <math>\rho_0</math> (<math>\rho \simeq 1,4\times 10^{14} - 4,8 \times 10^{14}</math> г/см³). Речовина являє собою сильно вироджену надтекучу нейтронну рідину з домішками надтекучої протонної рідини, електронів і [[Мюон|мюонів]]. Протонна надтекучість супроводжується надпровідністю, що впливає на еволюцію внутрішніх магнітних полів. Надтекучість зменшує теплоємність речовини і швидкість нейтринних реакцій. Але на певних стадіях охолодження в тих ділянках зорі, де температура опускається нижче критичної, надтекучість, навпаки, призводить до додаткового нейтринного випромінювання за рахунок утворення [[Куперівська пара|куперівських пар]] нуклонів.

 

 

Густину енергію для речовини в зовнішній корі можна представити у вигляді:

<math>p+e\rightarrow n+\nu_e</math>, <math>p+\mu\rightarrow n+\nu_\mu</math>.

 

 

Побудова рівняння стану для зовнішнього ядра зводиться до пошуку функції <math>E_N(n_n,n_p)</math>. Найбільш успішним підходом до вирішення цієї задачі нині вважається модель Акмаля-Пандхаріпанде-Ревенхолла (APR).<ref>{{Cite news|url=http://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevC.58.1804|title=Equation of state of nucleon matter and neutron star structure|last=Akmal|first=A.|last2=Pandharipande|first2=V. R.|last3=Ravenhall|first3=D. G.|date=1998-09-01|pages=1804–1828|work=Physical Review C|volume=58|doi=10.1103/PhysRevC.58.1804|issue=3|accessdate=2016-12-26}}</ref> Вона основана на використанні [[Варіаційний принцип|варіаційного принципу]] квантової механіки, при якому шукається мінімум енергії, розрахований для пробної хвильової функції. В даному випадку пробна функція будується на основі дії лінійної комбінації операторів, що описують допустимі перетворення симетрії в координатному, спіновому та ізоспіновому просторах, на [[детермінант Слейтера]], побудований з хвильових функцій вільних нуклонів. Різні версії моделі APR відрізняються ефективними потенціалами міжнуклонної взаємодії, що використовувалися для розрахунку середньої енергії. Найкраща кореляція між теорією і експериментальними даними досягається за рахунок комбінації двохчастинкового і трьохчастинкового міжнуклонних потенціалів.