Козловский А.Н.
Ответ на вопрос о цвете нейтронной звезды лежит в ее природе: это звезда, которая исчерпала свое термоядерное топливо и коллапсировала (сжалась под действием гравитации) до такой степени, что электронные оболочки уже вдавлены в ядра атомов, т.е. все ядро звезды представляет собой как бы одно громадное атомное ядро. Но в то же время близкодействующих ядерных сил (так называемое сильное взаимодействие) еще достаточно, чтобы воспрепятствовать дальнейшему коллапсу и превращению звезды в черную дыру.
Собственное электромагнитное излучение в видимом диапазоне у такого объекта чрезвычайно мало. Однако межзвездное пространство в галактиках содержит довольно большое количество газа (т.е. это далеко не вакуум, в современных ускорителях его приходится создавать в тысячи и миллионы раз более глубоким), который при ускоренном падении на нейтронную звезду довольно сильно излучает (ярко светится). Это связано с тем, что любая заряженная частица - согласно законов электродинамики - при ускоренном движении излучает электромагнитные волны, т.е. свет. Кроме того, поверхностные слои нейтронной звезды состоят из обычного вещества (правда слои довольно тонкие), которые в результате падения газа разогреты до очень высоких температур.
А при таких температурах в видимой область спектра распределение интенсивности по цветам практически равномерно. Следовательно, цвет у нейтронных звезд - белый, что и подтверждают новейшие исследования нейтронных звезд, выполненных при помощи специального спектрометра, установленного на орбитальном телескопе "Хаббл".
Чтобы ответить на второй вопрос, мне придется сослаться на некоторые следствия квантовой механики: как известно, элементарные частицы обладают спином - собственным моментом вращения, который никаким образом НЕ МОЖЕТ быть объяснен прямым механическим вращением. Причем, частицы подразделяются на два принципиально различных класса - с целым спином: 0, 1, 2, 3… (конечно же, привычный механический момент получается умножением на постоянную Планка), которые называют БОЗОНАМИ (т.е. они подчиняются квантовой статистике Бозе-Эйнштейна), характерный пример - фотоны; и с полуцелым спином: 1/2, 3/2, 5/2…, которые называют ФЕРМИОНАМИ (они подчиняются квантовой статистике Ферми-Дирака). Пример - электроны.
"Главный фокус" заключается в том, что несколько бозонов могут находится в одном и том же квантовом состоянии, а фермионы - нет, за исключением, так называемого кулоновского вырождения, которое позволяет в атоме на одной оболочке находится НЕ БОЛЕЕ, чем строго определенному количеству электронов. Минимальное количество - 2, СТРОГО связанное со СПИНОВЫМ вырождением, когда спины НАПРАВЛЕНЫ в противоположные направления. Одновременное наличие спина и электрического заряда приводит к появлению у элементарной частицы собственного МАГНИТНОГО момента (вычисляется умножением спина на магнетон Бора), который в нормальном состоянии статистически строго скомпенсирован (именно в этом состоянии достигается минимум так называемой свободной энергии - это термодинамический потенциал, впервые использованный Гиббсом).
Однако у некоторых атомов (например, железа) существует эффект "ПРОВАЛА" одной из электронных оболочек, что приводит к энергетически выгодному состоянию с НЕСКОМПЕНСИРОВАННЫМ спином в кристаллической решетке (это строго упорядоченная структура, обладающая ТРАНСЛЯЦИОННОЙ симметрией и выдерживающая этот порядок на астрономическом числе повторений элементарной ячейки кристалла). Это явление называют ферромагнетизмом. Ферромагнетики состоят из некоторых небольших (часто микроскопических) ячеек, называемых ДОМЕНАМИ, в которых выдерживается строгое направление ориентации спина и, следовательно, весьма сильного магнитного поля.
Однако эти домены можно довольно легко ПЕРЕОРИЕНТИРОВАТЬ при помощи внешних магнитных полей, что используется для получения или переориентации постоянных магнитов. Другой способ переориентации или получения ДРУГИХ, в том числе БОЛЬШИХ, размеров доменов - это изменение условий фазового перехода в так называемой точке Кюри. Именно этим объясняется сильное магнитное поле Земли, ядро которой состоит, главным образом, из железа.
У нейтронных звезд в результате "вдавливания" электронов внурь атомных ядер точно так же, как и у железа, образуются состояния с нескомпенсированным спином. По мере охлаждения полученного "нейтронного" ядра звезды достигается точка Кюри, в результате фазового перехода (в термодинамике это называют фазовым переходом второго рода) образуются домены, сравнимые с размером самой звезды, что приводит к "взрывному" появлению мощного магнитного поля, первоначальное направление которого, конечно же, объясняется чисто случайными причинами.
Необходимо также отметить, что если в "нормальном" земном ферромагнетике один единственный нескомпенсированный по спину электрон приходится на объем нескольких атомов (самое минимальное), то у нейтронной звезды - на размер менее ядра атома (несколько нуклонов), т.е. более чем в 1015 раз меньший. Это становится абсолютно ясным, если вспомнить, что характерные размеры атомов - 10-8 см, а ядер атомов - 10-13 см, т.е. отличие на 5 порядков, а объем зависит от куба размера. Это является дополнительным фактором, приводящим к еще большему увеличению величины магнитного поля. Первоначально существующие же у звезды магнитные поля на величину магнитного поля образуемой нейтронной звезды никакого влияния не оказывают, но могут сыграть РЕШАЮЩУЮ роль в его ОРИЕНТАЦИИ.
Жизнь нейтронной звезды зависит от общего количества доступного акреционного вещества. Если вещества мало, то звезда увеличит свою массу и останется нейтронной.
В другом случае образуется черная дыра. В процессе захвата вещества могут неоднократно происходить взрывы, которые мы можем рассматривать в качестве новых и сверхновых. Но это не является достаточно стабильным состоянием, т.е. "нормальной" звезды образоваться не может.
Дальнейшая жизнь как нейтронной звезды, так и черной дыры мало отличаются друг от друга. В настоящее время известен квантовомеханический механизм "испарения" черных дыр и нейтронных звезд. Однако для их полного испарения требуются времена более чем в 1030-1040 раз превышающие время существования вселенной.
Следовательно, это возможно только в одном случае - масса вселенной нижекритической, т.е. расширение вселенной никогда не сменится сжатием.
Если Вам что-либо непонятно или требуются некоторые специфицеские оценки, расчеты или доказательства, вы можете обратиться ко мне непосредственно на форуме, который недавно открылся на нашем сайте (см форум с учеными).
