Astronet > Neitronnye zvezdy

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Neitronnye zvezdy

- gidrostaticheski ravnovesnye zvezdy, veshestvo k-ryh sostoit v osnovnom iz neitronov. Sushestvovanie N. z. bylo predskazano v 30-h gg. 20 v.,vskore posle otkrytiya neitrona. Odnako tol'ko v 1967 g. oni byli obnaruzheny v vide impul'snyh istochnikov radioizlucheniya - pul'sarov. Zatem bylo ustanovleno, chto N. z. proyavlyayut sebya takzhe kak rentgenovskie pul'sary (1971 g.) i vspyshechnye istochniki rentg. izlucheniya - barstery (1975 g.). Ne isklyucheno, chto na odnoi iz stadii sushestvovaniya N. z. yavl. istochnikami gamma-vspleskov. K 1984 g. otkryto ok. 400 N. z., iz nih ok. 20 v vide rentg. pul'sarov, ok. 40 v vide barsterov, a ostal'nye v vide obychnyh radiopul'sarov.

Plotnost' i massa N. z.

Ris. 1. Kachestvennyi vid zavisimosti
massy ${\mathfrak M}$ holodnyh zvezd
ot ih central'noi plotnosti $\rho_c$
(po gorizontal'noi osi masshtab ne vyderzhan).
Ustoichivye konfiguracii izobrazheny
zhirnymi sploshnymi liniyami, neustoichivye -
shtrihovymi liniyami. 1 - belye karliki,
2 - neitronnye zvezdy, - ${\mathfrak M}_Ch$ predel
Chandrasekara dlya belyh karlikov.

Teoriya stroeniya zvezd privodit k odnoznachnoi zavisimosti massy holodnoi, nevrashayusheisya i nemagnitnoi zvezdy ot ee central'noi plotnosti $\rho_c$ . Na grafike etoi zavisimosti (ris. 1) mozhno vydelit' dva uchastka, sootvetstvuyushih ustoichivym ravnovesnym sostoyaniyam zvezd s rezko razlichayushimisya znacheniyami $\rho_c$ . Uchastok $\rho_c<\rho_{cw}$ opisyvaet belye karliki, a uchastok $\rho_{c,min}<\rho_c<\rho_{c,maks}$ - N. z. Plotnost' N. z. monotonno umen'shaetsya ot centra k periferii, tem ne menee plotnost' podavlyayushei chasti veshestva N. z. blizka po poryadku velichiny k plotnosti yadernoi materii $\rho_n\approx 2,8\cdot 10^{14}$ g/sm³. Poetomu sv-va veshestva v nedrah N. z. imeyut mnogo obshego so sv-vami veshestva atomnyh yader. Odnako v celom N. z. nel'zya rassmatrivat' kak gigantskoe atomnoe yadro. Atomnoe yadro predstavlyaet soboi kvantovomehanich. sistemu chastic (nuklonov), sushestvovanie k-roi obuslovleno deistviem yadernyh sil, togda kak N. z.- makroskopich. ob'ekt, nahodyashiisya v ravnovesii blagodarya balansu mezhdu szhimayushei ego siloi tyazhesti (sovershenno nesushestvennoi v atomnom yadre) i perepadom davleniya ot centra k poverhnosti zvezdy, k-ryi protivodeistvuet szhatiyu.

Vnutr. stroenie N. z. (radial'noe raspredelenie $\rho, T$ i dr. parametrov) opredelyaetsya zavisimost'yu davleniya r holodnogo veshestva ot $\rho$ , t.e. uravneniem sostoyaniya $p(\rho)$ pri nulevoi temp-re T, a takzhe usloviyami gidrostatich. ravnovesiya s uchetom effektov obshei teorii otnositel'nosti (OTO). Imenno takie effekty OTO, kak sposobnost' energii sozdavat' gravitac. pole i iskrivlenie prostranstva pri nalichii sil'nogo gravitac. polya, opredelyayut sushestvovanie maks. massy N.z. ${\mathfrak M}_{maks}$ pri konechnoi central'noi plotnosti $\rho_{c,maks}$ . Chislennye znacheniya ${\mathfrak M}_{maks}$ i $\rho_{c,maks}$ zavisyat ot vida ur-niya sostoyaniya pri sverh'yadernyh plotnostyah $\rho\ge\rho_n$ , poskol'ku sushestvennaya chast' veshestva N. z. s massami, blizkimi k ${\mathfrak M}_{maks}$ okazyvaetsya szhatoi imenno do takih bol'shih plotnostei. Opredelenie $p(\rho)$ v etom sluchae predstavlyaet ochen' slozhnuyu zadachu yadernoi fiziki i fiziki elementarnyh chastic, dlya resheniya k-roi neobhodimy detal'nye svedeniya o vzaimodeistvii neitronov, protonov i poyavlyayushihsya pri sverh'yadernyh plotnostyah mezonov i giperonov. Razlichnye modeli sverhplotnogo veshestva privodyat k ${\mathfrak M}_{maks}=(1,4-2,7) {\mathfrak M}_\odot$ i $\rho_{c,maks}=2\cdot 10^{15}-10^{16}$ g/sm³. Bez ucheta upomyanutyh effektov OTO i v predpolozhenii, chto $p(\rho)$ opredelyaetsya pri lyubyh plotnostyah vyrozhdennym gazom nevzaimodeistvuyushih neitronov, massa N. z. byla by ogranichena znacheniem ${\mathfrak M}_{maks}=5,73 {\mathfrak M}_\odot$ - t.n. predelom Chandrasekara dlya neitronnogo gaza, prichem ${\mathfrak M}_{maks}$ sootvetstvovala by beskonechnoi central'noi plotnosti. Reshenie zadachi o strukture N. z. s tem zhe ur-niem sostoyaniya gaza neitronov, no v ramkah OTO, daet ${\mathfrak M}_{maks}\approx 0,7 {\mathfrak M}_\odot$ i $\rho_{c,maks}\approx 6\cdot 10^{15}$ g/sm³. V dannom sluchae effekty OTO umen'shayut predel'nuyu massu N. z. bolee chem v 8 raz.

Eksperimental'nye dannye fiziki vysokih energii pokazyvayut, chto s umen'sheniem rasstoyaniya mezhdu nuklonami yadernye sily prityazheniya smenyayutsya silami ottalkivaniya. Poetomu pri plotnostyah $\rho\ge\rho_n$ davlenie veshestva okazyvaetsya bol'she, chem dlya gaza nevzaimodeistvuyushih neitronov, sposobnost' veshestva protivodeistvovat' szhimayushei ego sile tyazhesti uvelichivaetsya. V rezul'tate ${\mathfrak M}_{maks}$ povyshaetsya do ukazannyh vyshe predelov, (1,4-2,7) ${\mathfrak M}_\odot$ . Krome togo, ottalkivanie nuklonov s izbytkom kompensiruet effekt, zamedlyayushii rost davleniya s uvelicheniem plotnosti, - rozhdenie novyh chastic (mezonov, giperonov). Razbros predskazyvaemogo znacheniya ${\mathfrak M}_{maks}$ svyazan s trudnost'yu postroeniya kolichestv, teorii sverhplotnogo veshestva. Obychno prinimayut ${\mathfrak M}_{maks}\approx 2 {\mathfrak M}_\odot$ .

Minim. massa N. z. ${\mathfrak M}_{min}\approx 0,1 {\mathfrak M}_\odot$ ( $\rho_{c,min}\approx 2 \cdot 10^{14}$ g/sm³). Plotnost' veshestva vnutri N. z. s massami, blizkimi k ${\mathfrak M}_{min}$ , men'she yadernoi. Ispol'zuemoe v etom sluchae ur-nie sostoyaniya osnovyvaetsya na bogatom eksperimental'nom materiale i poetomu daet dostatochno tochnoe znachenie ${\mathfrak M}_{min}$ . Sam fakt sushestvovaniya minim. massy N. z. svyazan s tem, chto pri nizkih plotnostyah neitrony v silu svoei neustoichivosti uzhe ne mogut byt' preobladayushim komponentom veshestva. Pri harakternyh dlya N. z. (v sluchae ${\mathfrak M}>{\mathfrak M}_{min}$ ) vysokih plotnostyah neitrony ustoichivy i ne raspadayutsya, poskol'ku uzhe nebol'shoi primesi protonov i elektronov dostatochno, chtoby v sootvetstvii s principom Pauli vosprepyatstvovat' raspadu ostal'nyh neitronov. Primerom massy N. z., opredelennoi iz nablyudenii, mozhet sluzhit' massa N. z. ${\mathfrak M}= (1,42 0,12) {\mathfrak M}_\odot$ v dvoinom pul'sare PSR 1913+16.

Struktura N. z.
Radiusy N. z. umen'shayutsya s rostom massy ot $R \approx$ (100-200) km pri ${\mathfrak M}={\mathfrak M}_{min}$ do $R\approx$ (7-10) km pri ${\mathfrak M}={\mathfrak M}_{maks}$ . Osn. harakteristiki tipichnoi N. z. privedeny v tablice, a ee struktura izobrazhena na ris. 2.

Ris. 2. Shematicheskii razrez neitronnoi
zvezdy: 1 - zhidkoe yadro, sostoyashee iz
vyrozhdennyh neitronov s maloi primes'yu
vyrozhdennyh protonov i elektronov; 2 -
vnutrennyaya kora, obrazovannaya atomnymi
yadrami, pereobogashennymi neitronami
(prisutstvuyut takzhe vyrozhdennye elektrony
i malaya primes' svobodnyh neitronov);
3 - vneshnyaya kora iz obrazuyushih kristallicheskuyu
reshetku atomnyh yader ⁵⁶Fe i vyrozhdennyh
elektronov.

Razbros velichin v tablice otrazhaet neopredelennost' ur-niya sostoyaniya sverhplotnogo ( $\rho\ge\rho_n$ ) veshestva. Minim. period vrasheniya sootvetstvuet ravenstvu gravitacionnoi i centrobezhnoi sil na ekvatore zvezdy. Gravitac. krasnoe smeshenie z opredelyaet otnositel'noe uvelichenie vseh dlin voln el.-magn. izlucheniya s poverhnosti N. z., registriruemyh dalekim nablyudatelem [energiya fotonov umen'shaetsya v (1 + z) raz]. Izmerenie krasnogo smesheniya v rentgenovskih i gamma-spektrah N. z. (imenno v etih diapazonah mozhno ozhidat' naibolee intensivnogo izlucheniya poverhnosti N. z.) predstavlyaet soboi ochen' vazhnuyu, hotya i trudnuyu, zadachu sovr. astronomii. V silu sootnosheniya $1+z=1/\sqrt{1-r_g/R}$ velichina z odnoznachno opredelyaet odin iz glavnyh parametrov N. z. - otnoshenie gravitacionnogo radiusa r_g k faktich. radiusu R. Drugoi vazhnyi parametr - gravitac. defekt massy $\Delta M$ - mozhet byt' v principe izmeren metodami neitrinnoi astronomii, poskol'ku sootvetstvuyushaya emu energiya $\Delta {\mathfrak M}c^2$ vydelyaetsya pri obrazovanii N. z. preimushestvenno v vide neitrino.

Tablica. Osnovnye harakteristiki tipichnoi neitronnoi zvezdy s ${\mathfrak M}=1,3 {\mathfrak M}_\odot$ .

Radius R=18-10 km

Gravitacionnyi radius $r_g\approx$ 4 km

Plotnost' v centre $\rho_c=3\cdot 10^{14}-2-\cdot 10^{15}$ g/sm³

Minimal'nyi period vrasheniya $\tau_{min}=(8-3)\cdot 10^{-4}$ s

Moment inercii $I=(2-1)\cdot 10^{45} \mbox{s}\cdot \mbox{sm}^2$

Gravitacionnoe krasnoe smeshenie
dlya fotonov, pokidayushih
poverhnost' neitronnoi zvezdy z=0,13-0,3

Gravitacionnyi defekt massy $\Delta {\mathfrak M}$ =0,1-0,14
$\Delta {\mathfrak M}c^2=(1,8-2,5)\cdot 10^{53}$ erg

Samye naruzhnye sloi N. z. sostoyat, po-vidimomu, iz zheleza (s vozmozhnoi primes'yu Cr, Ni, Co), k-roe obrazuet tverduyu vnesh. koru (ris. 2). Plotnost' veshestva bystro uvelichivaetsya v glub' zvezdy i na glubine $\approx$ 1 km dostigaet $4\cdot 10^{11}$ g/sm³. Pri takoi plotnosti osn. komponentom veshestva okazyvayutsya yadra zheleza i sosednih s nim elementov v tablice Mendeleeva, sil'no pereobogashennye neitronami. Poyavlyaetsya takzhe nek-roe kolichestvo svobodnyh neitronov. Poetomu pod vnesh. koroi N. z. nahoditsya tverdaya, nasyshennaya neitronami vnutr. kora, k-raya granichit s zhidkim yadrom, sostoyashim v osnovnom iz vyrozhdennyh neitronov s maloi primes'yu vyrozhdennyh protonov i elektronov. Esli central'naya plotnost' N. z. prevyshaet 10¹⁵ g/sm³ (napr., v sluchae N. z. s massami, blizkimi k ${\mathfrak M}_{maks}$ ), to vblizi centra zvezdy veshestvo soderzhit pomimo nuklonov i elektronov takzhe mezony, giperony i dr. elementarnye chasticy. Bol'shoe znachenie dlya fiziki N. z. imeet sverhtekuchest' neitronnogo komponenta veshestva, vozmozhnaya v zhidkom yadre i vo vnutr. kore, a takzhe sverhprovodimost' protonnogo komponenta pri plotnostyah, blizkih k yadernym.

Obrazovanie N. z.
proishodit v processe gravitacionnogo kollapsa na konechnyh stadiyah evolyucii dostatochno massivnyh obychnyh zvezd. Medlennaya, dlyashayasya desyatki i sotni mln. let evolyuciya massivnyh ravnovesnyh zvezd (s massoi, po krainei mere, v nesk. raz prevyshayushei ${\mathfrak M}_\odot$ ) mozhet privesti k tomu, chto massa ih central'nyh oblastei, sil'no szhavshihsya i ischerpavshih zapasy yadernogo goryuchego, v nek-ryi moment okazhetsya bol'she predela Chandrasekara ${\mathfrak M}_Ch\approx 1,4 {\mathfrak M}_\odot$ dlya belyh karlikov. V takom sostoyanii central'nye oblasti zvezdy ne mogut sushestvovat' dolgo - ohlazhdenie i prodolzhayusheesya uvelichenie ih massy narushayut balans mezhdu silami tyazhesti i davleniem. V rezul'tate ochen' bystro (za nesk. sekund ili za doli sekundy) central'nye oblasti zvezdy szhimayutsya do yadernyh plotnostei, podvergayas' odnovremenno processu neitronizacii, - rozhdaetsya N. z. Massy obrazuyushihsya takim putem N. z. mogut nahodit'sya v predelah ${\mathfrak M}_Ch \le {\mathfrak M}_{N.z.} < {\mathfrak M}_{maks}$ sluchae, kogda poyavlenie N. z. soprovozhdaetsya vspyshkoi sverhnovoi zvezdy, znachit. chast' massy zvezdy vybrasyvaetsya v kosmich. prostranstvo, chto ukazyvaet na vozmozhnost' obrazovaniya N. z. s massami ${\mathfrak M}_{N.z.}<{\mathfrak M}_Ch$ . No obrazovaniyu N. z., po-vidimomu, ne vsegda soputstvuet vspyshka sverhnovoi zvezdy (vozmozhen "tihii" kollaps).

Druguyu vozmozhnost' poyavleniya N. z. predstavlyaet evolyuciya belyh karlikov v tesnyh dvoinyh zvezdnyh sistemah. Peretekanie veshestva so zvezdy-kompan'ona na belyi karlik postepenno uvelichivaet ego massu, i, kogda ona dostigaet ${\mathfrak M}_Ch$ , belyi karlik prevrashaetsya v N. z. V etom sluchae ${\mathfrak M}_{N.z.}<{\mathfrak M}_Ch$ (znak neravenstva uchityvaet vozmozhnyi sbros vnesh. sloev belogo karlika). V sluchae, kogda peretekanie veshestva prodolzhaetsya i posle obrazovaniya N. z., ee massa mozhet so vremenem znachitel'no uvelichit'sya. Pri ${\mathfrak M}_{N.z.}>{\mathfrak M}_{maks}$ N. z. poteryaet ustoichivost' i v rezul'tate relyativistskogo gravitacionnogo kollapsa prevratitsya v chernuyu dyru.

Sil'noe szhatie central'nyh oblastei zvezdy pri perehode v N. z. (umen'shenie radiusa primerno v 100 raz) soprovozhdaetsya, v silu zakonov sohraneniya momenta kolichestva dvizheniya i magn. potoka, rezkim vozrastaniem skorosti vrasheniya i velichiny magn. polya. Tem samym poluchayut estestv. ob'yasnenie bystroe vrashenie pul'sarov i ih sil'nye magn. polya po sravneniyu s obychnymi zvezdami i belymi karlikami. Odnako centrobezhnye i magn. sily ne stol' veliki, chtoby sushestvenno vliyat' na obshuyu strukturu pul'sarov. Poetomu stroenie N. z. obychno rassmatrivayut bez ucheta etih effektov (napr., prenebregayut otkloneniyami ot sferich. simmetrii), a rol' magn. polya i vrasheniya uchityvayut v razlichnyh processah poter' energii N. z. (takih, kak izgibnoe izluchenie, sinhrotronnoe izluchenie, neitrinnoe i fotonnoe ohlazhdenie).

Chastota obrazovaniya N. z. poka eshe izvestna ne ochen' horosho, chto svyazano s neopredelennostyami kak v teorii evolyucii zvezd, tak i v statistike pul'sarov. Obychno prinimayut, chto v Galaktike odna N. z. voznikaet v srednem raz v 10 let. Poskol'ku vozrast Galaktiki ~10¹⁰ let, to v nei dolzhno soderzhat'sya ok. milliarda N. z. K nastoyashemu vremeni zaregistrirovana lish' nichtozhnaya chast' N.z. Galaktiki.

Vazhneishie napravleniya issledovanii N. z.
Opredelenie mass N. z. v tesnyh dvoinyh sistemah (dvoinye pul'sary, rentg. pul'sary, barstery) pokazalo, chto ih naibolee veroyatnye znacheniya lezhat v predelah (1-2) ${\mathfrak M}_\odot$ . Odnako neopredelennosti v znacheniyah ${\mathfrak M}_{N.z.}$ eshe veliki: dlya nek-ryh N. z. ne isklyucheny massy 0,5 ${\mathfrak M}_\odot$ i 3 ${\mathfrak M}_\odot$ . Po-vidimomu, naibolee tochno opredelena ${\mathfrak M}_{N.z.}$ v sisteme dvoinogo pul'sara PSR 1913+16: ${\mathfrak M}_{N.z.}=(1,42 \pm 0,12){\mathfrak M}_\odot$ .

Sistematich. izmerenie periodov radiopul'sarov (t.e. periodov vrasheniya $\tau$ N. z.) pokazalo, chto vrashenie pul'sarov postepenno zamedlyaetsya. Odnako na fone pochti monotonnogo vozrastaniya $\tau$ sluchayutsya nebol'shie skachkoobraznye umen'sheniya perioda, a takzhe nablyudayutsya sovsem malye haotich. variacii $\tau$ . Uvelichenie periodov pul'sarov ob'yasnyaetsya prevrasheniem kinetich. energii vrasheniya v energiyu izlucheniya pul'sarov. Izmeneniya $\tau$ privodyat k izmeneniyu centrobezhnoi sily i k nakopleniyu napryazhenii v tverdoi kore pul'sarov, chto vremya ot vremeni vyzyvaet rastreskivanie kory, a inogda krupnye razlomy i zvezdotryaseniya. Eti processy yavl. prichinoi skachkoobraznyh sboev i neznachit. variacii periodov vrasheniya. Vremennye harakteristiki izmenenii soderzhat vazhnuyu informaciyu o sv-vah tverdoi kory N. z. i sverhtekuchesti ih veshestva (ot sverhtekuchesti, napr., zavisit stepen' mehanich. "scepleniya" kory i zhidkogo yadra N. z.).

Nablyudeniya v rentg. diapazone pozvolili opredelit' effektivnuyu temperaturu T_e N. z. v Krabovidnoi tumannosti i v ostatke vspyshki sverhnovoi RCW103, v oboih sluchayah $T_e\approx 2\cdot 10^6$ K. Byli takzhe ustanovleny nadezhnye verhnie predely T_e dlya N. z. v ryade molodyh ostatkov vspyshek sverhnovyh. Eti nablyudeniya udovletvoritel'no soglasuyutsya s teoriei ohlazhdeniya N. z., predskazyvayushei, chto N. z. posle obrazovaniya ochen' dolgo dolzhny ostavat'sya goryachimi: sohranyat' $T_e > 10^6$ K v techenie nesk. desyatkov tys. let. Skorost' ohlazhdeniya N. z. zavisit ot vliyaniya na ee teploemkost' i mehanizmy perenosa energii sverhtekuchesti, sverhprovodimosti, magn. polya i ryada dr. sv-v sverhplotnogo veshestva. Poetomu sopostavlenie teorii ostyvaniya N. z. s nablyudeniyami predstavlyaet soboi odin iz effektivnyh sposobov issledovaniya struktury N. z. i fiz. sv-v yadernoi materii.

Bol'shie perspektivy v izuchenii N. z. svyazyvayutsya s uspehami neitrinnoi astronomii, metody k-roi pozvolyayut opredelit' parametry moshnogo vspleska neitrinnogo izlucheniya, soprovozhdayushego rozhdenie N. z. v nashei Galaktike. Tem samym poyavlyaetsya principial'naya vozmozhnost' ne tol'ko neposredstvenno izmerit' defekt massy N. z., no i prosledit' v detalyah za samim processom obrazovaniya N. z.

Izuchenie N. z. prevratilos' za poslednee desyatiletie v odnu iz samyh uvlekatel'nyh i bogatyh otkrytiyami oblastei astrofiziki. Ekstremal'nye fiz. usloviya v N. z. delayut ih unikal'nymi estestv. laboratoriyami, predostavlyayushimi obshirnyi material dlya issledovaniya fiziki yadernyh vzaimodeistvii, elementarnyh chastic i teorii gravitacii.

Lit.:
Manchester R., Teilor Dzh., Pul'sary, per. s angl., M., 1980; Smit F.G., Pul'sary, per. s angl., M., 1979; Ginzburg V.L., O fizike i astrofizike, 3 izd., M., 1980; Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D., Teoriya tyagoteniya i evolyuciya zvezd, M., 1971; Shakura N.I., Neitronnye zvezdy i "chernye dyry" v dvoinyh zvezdnyh sistemah, M., 1976.

(D.K. Nadezhin)

D. K. Nadezhin, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: neitronnye zvezdy
Publikacii so slovami: neitronnye zvezdy

Sm. takzhe:

Kratkaya istoriya bystryh radiovspleskov

GW200115: modelirovanie sliyaniya chernoi dyry i neitronnoi zvezdy

Karta goryachih pyaten na poverhnosti neitronnoi zvezdy J0030

Neobychnyi signal mozhet svidetel'stvovat' o razrushenii neitronnoi zvezdy chernoi dyroi

Odinochnaya neitronnaya zvezda v ostatke sverhnovoi E0102-72.3

NGC 4993: galakticheskii dom istoricheskogo vzryva

GW170817: registraciya izlucheniya raznyh vidov ot yavleniya sliyaniya

Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Radius	R=18-10 km
Gravitacionnyi radius	$r_g\approx$ 4 km
Plotnost' v centre	$\rho_c=3\cdot 10^{14}-2-\cdot 10^{15}$ g/sm³
Minimal'nyi period vrasheniya	$\tau_{min}=(8-3)\cdot 10^{-4}$ s
Moment inercii	$I=(2-1)\cdot 10^{45} \mbox{s}\cdot \mbox{sm}^2$
Gravitacionnoe krasnoe smeshenie dlya fotonov, pokidayushih poverhnost' neitronnoi zvezdy	z=0,13-0,3
Gravitacionnyi defekt massy	$\Delta {\mathfrak M}$ =0,1-0,14 $\Delta {\mathfrak M}c^2=(1,8-2,5)\cdot 10^{53}$ erg