Нейтронные звезды, образовавшиеся в печи гравитационного разрушения активной зоны сверхновой, образующейся при взрывах звезд с самыми тяжелыми атомными ядрами в 10 раз выше уровня Солнца, содержат вещества, дробление которых превышает плотность, обнаруженную внутри самых тяжелых атомных ядер.
Протонейтронная звезда изначально является полностью жидкой с массой около одной или двух масс Солнца, радиусом около 50 км и внутренней температурой порядка 1011-1012 К. Около одной минуты, протонейтронная звезда становится прозрачной для нейтрино, которые обильно производятся в ее интерьере, таким образом быстро охлаждается и сжимается в обычную нейтронную звезду.
Через несколько месяцев поверхность звезды, возможно, в окружении очень тонкого атмосферного плазменного слоя легких элементов, все еще остается жидкой. Однако нижележащие слои кристаллизуются, образуя тем самым твердую корку. В этот момент активная зона намного холоднее, чем корка из-за мощности охлаждения выходящих нейтрино.
Через несколько десятилетий внутренняя часть звезды достигает теплового равновесия с температурой около 108 K (за исключением тонкой наружной теплооболочки). Последняя стадия охлаждения происходит примерно через сто тысяч лет, когда тепло изнутри рассеивается на поверхность и рассеивается в виде .
При типичных температурах порядка 107 K высокодегенеративные нейтронные звезды, как ожидается, станут достаточно холодными для появления сверхтекучих и сверхпроводящих жидкостей - квантовых жидкостей без трения соответственно электрически нейтральных и заряженных - из нейтронов и протонов, а более спекулятивно - из других партиклучевых гипераккурсоводов.
Если нейтронные звезды действительно происходят, нейтронные звезды будут не только самыми крупными сверхпроводящими и сверхпроводящими системами, известными во Вселенной, а также наиболее жаркие с критической температурой порядка 1010 К по сравнению с 203 К за мировой рекорд, достигнутый в 2014 г. в наземных лабораториях и состоящий из гидрогенсульфидного соединения под высоким давлением.
Наземные сверхтекучие среды и сверхпроводники
Сверхпроводимость и сверхтекучесть были известны задолго до открытия пульсаров в августе 1967 года. Ученые заметили, что электрическое сопротивление при определенной температуре упало почти до нуля. Два года спустя было установлено, что свинец и олово также являются сверхпроводящими веществами. В 1914 году выяснилось, что сверхпроводимость разрушается, если магнитное поле превышает критическое значение.
При помощи эксперимента по измерению времени распада наведенного магнитом электрического тока в сверхпроводящем свинцовом кольце и не заметно никаких изменений через час. Сверхпроводящие токи могут сохраняться более ста тысяч лет. Ученые обнаружили, что теплоемкость олова имеет прерывистый характер, поскольку становится сверхпроводящей, что свидетельствует о том, что этот фазовый переход является вторым по счету.
Год спустя, было сделано замечательное открытие, что когда сверхпроводящий материал, первоначально помещенный в магнитное поле, охлаждается ниже критической температуры, магнитный поток вытесняется из образца. Это показало, что сверхпроводимость представляет собой новое термодинамическое равновесное состояние вещества. Ученые из Харьковского научно-технического института в Украине обнаружили, что некоторые так называемые "жесткие" или сверхпроводники типа II (в отличие от "мягких" или I типа сверхпроводников) имеют два критических поля, между которыми магнитный поток частично проникает в материал. В последующие десятилетия были обнаружены различные сверхпроводящие материалы.
В 1930-е годы несколько исследовательских групп в разных городах мира обнаружили, что гелий II ведет себя не как обычная жидкость. В частности, гелий II не кипит. Гелий II может протекать без сопротивления через очень узкие щели и капилляры, практически независимо от перепада давления. Термин "сверхтекучесть" был введен Петром Капицей в 1938 году по аналогии с сверхпроводниками. Гелий II также стекает по бокам стакана и стекает со дна (для обычных жидкостей так называемая вязкая пленка Rollin зажимается). Наличие устойчивых токов в гелии II было экспериментально установлено в конце 1950-х и начале 1960-х годов.
В то время, когда первые наблюдаемые пульсары были идентифицированы как нейтронные звезды, было обнаружено несколько сверхпроводящих материалов, в то время как гелий-4 был единственным известным сверхжидом. Никакие другие сверхтекучие жидкости не снижались в течение следующих двух десятилетий до образования сверххолодных разбавленных газов из бозонских атомов и фермиевых атомов.
Сверхпроводящие и сверхтекучие сверхпроводящие потоки являются одними из самых зрелищных макроскопических проявлений квантовой механики. При достаточно низких температурах они будут находиться в квантовом состоянии. Связь между конденсацией Бозе-Эйнштейна (BEC) и сверхтекучестью впервые была установлена в Лондоне (1938 г.). Единственным известным сверхжидкостью в то время был гелий-4, который является бозоном.
Конденсат может вести себя когерентно в очень больших масштабах и поэтому может течь без сопротивления. Это была ключевая идея для разработки микроскопической теории сверхтекучести и сверхпроводимости. Сверхтекучий, подобный He II, содержит два различных динамических компонента: конденсат, карризноэнтропия которого сосуществует с нормальной вязкой жидкостью. Эта модель объясняет все явления, наблюдавшиеся в то время, и предсказывает термомеханические эффекты, такие как "температурные волны
Заключение
Существование сверхтекучих и сверхпроводящих фаз в плотном веществе, составляющем внутреннюю часть нейтронных звезд, подтверждается как теоретическими разработками, так и астрофизическими наблюдениями. В частности, нейтронные звезды, как ожидается, будут содержать сверхтекучий нейтрон, пронизывающий внутреннюю область коры и наружную зону активной зоны, сверхтекучий нейтрон во внешней зоне активной зоны и протонный сверхпроводник во внешней зоне.
Тем не менее, многие аспекты этих явлений нуждаются в более глубоком понимании. В связи с крайне нелинейным характером механизма сопряжения, приводящим к образованию ядерной сверхтекучести и сверхпроводимости, соответствующие критические температуры остаются очень неопределенными. Необходимо изучить динамику этих фазовых переходов по мере остывания звезды и возможного образования топологических дефектов.
Хотя формализм для описания релятивистской сглаженной магнитоэластичной гидродинамики сверхтекучих и сверхпроводящих систем уже существует, моделирование глобальной эволюции нейтронных звезд в полном объеме общей относительности все еще остается очень сложной задачей. В значительной степени сложность заключается во многих различных масштабах, от километрового размера звезды до размера отдельных нейтронных вихрей и флюсоидов протонов в масштабе десятков или сотен ферм.
Исследования нейтронно-звездной динамики с использованием ньютоновской теории дают ценный качественный анализ, и поэтому их следует продолжать.
Наличие других частиц, таких как гипероны или деконфинированные кварквыинтейнтерные ядерные нейтронные звезды, усугубляет сложность. Появление экзотических сверхпроводящих и сверхпроводящих фаз остается весьма спекулятивным из-за отсутствия знаний о плотной материи. С другой стороны, астрофизические наблюдения предоставляют уникальную возможность исследовать фазовую диаграмму вещества в экстремальных условиях, недоступных в наземных лабораториях.