(5 оценок, среднее: 4,80 из 5)
Загрузка...
Учебная работа. Курсовая работа: Эволюция звезд
Не так издавна астрологи считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в крайние годы были получены поразительные фото области неба, входящей в состав Большенный Туманности Ориона, где в течение нескольких лет возникло маленькое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некие из их стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды — в первый раз в истории населения земли люди следили, рождение звёзд практически на очах этот беспримерный вариант показал астрологам, что звёзды могут рождаться за маленький интервал времени, и казавшиеся ранее необычными рассуждения о том, что звёзды обычно появляются в группах, либо звёздных скоплениях, оказались справедливыми.
Каковой же механизм их появления? Почему за почти все годы астрономических зрительных и фотографических наблюдений неба лишь на данный момент в первый раз удалось узреть «материализацию» звёзд? Рождение звезды не быть может исключительным событием : в почти всех участках неба есть условия, нужные для возникновения этих тел.
В итоге кропотливого исследования фото туманных участков Млечного Пути удалось найти мелкие чёрные пятнышки неверной формы, либо глобулы, представляющие из себя мощные скопления пыли и газа. Они смотрятся чёрными, потому что не испускают собственного света и находятся меж нами и колоритными звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частички пыли, весьма очень всасывающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. размеры глобул громадны — до нескольких световых лет в поперечнике. Невзирая на то, что вещество в этих скоплениях весьма разрежено, общий объём их так велик, что его полностью хватает для формирования маленьких скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтоб представить для себя, как из глобул появляются звёзды, вспомним, что все звёзды источают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего через толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Снутри глобулы гуляет «ветер», разметающий по всем фронтам газ и пылевые частички, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно разглядывать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности крайнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частички вещества получают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое скопление.
Падение вещества может продолжаться сотки лет. Сначала оно происходит медлительно, нерасторопно, так как гравитационные силы, притягивающие частички к центру, ещё весьма слабы. Через некое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить резвее. Но, как мы уже знаем, глобула громадна, не наименее светового года в поперечнике. Это означает, что расстояние от её наружной границы до центра может превосходить 10 триллионов км. Если частичка от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим наименее 2км/с, то центра она достигнет лишь через 200 000 лет. Наблюдения демонстрируют, что скорости движения газа и пылевых частиц по сути еще больше, а поэтому гравитационное сжатие происходит существенно резвее.
Падение вещества к центру сопровождается очень частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в термическую. В итоге температура глобулы увеличивается. Глобула становится протозвездой и начинает сиять, потому что энергия движения частиц перебежала в тепло, нагрела пыль и газ.
В данной нам стадии протозвезда чуть видна, так, как основная толика её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но эмбрион её уже возник. Астрологам пока непонятно, сколько времени требуется протозвезде, чтоб добиться той стадии, когда она начинает сиять как мерклый красноватый шар и становится видимой. По разным оценкам, это время колеблется от тыщ до нескольких миллионов лет. Но, помня о возникновении звёзд в Большенный Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что более близка к действительности оценка, которая даёт малое
Тут мы должны создать маленькое отступление, с тем, чтоб кропотливо разглядеть некие детали, связанные с рождением звезды, и оценить их действие на её последующую судьбу. Звёзды появляются с самыми разными массами. Не считая того, они могут владеть самым различным хим составом. Оба эти фактора оказывают воздействие на предстоящее лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.
С верхушки горы, вдалеке от мешающего нам городского света, мы увидим на небе, по последней мере, 3000 звёзд. Наблюдающий с весьма острым зрением при безупречных атмосферных критериях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни из их удалены от нас на тыщу, остальные — всего на несколько световых лет. Попытаемся сейчас расположить все эти звёзды на диаграмме, на которой любая звезда характеризуется 2-мя физическими величинами: температурой и светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы найдем, что самые калоритные из их сразу оказываются и самыми жаркими, а самые слабенькие — самыми прохладными. При всем этом заметим, что подавляющее большая часть звёзд размещается вдоль наклонной полосы, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый (если, как это обычно принято, ось температур навести на лево, а ось светимостей — ввысь.) Это обычные звёзды, и их распределение именуют «главной последовательностью». Приобретенная диаграмма именуется диаграммой Герцшпрунга — Рассела, в честь 2-ух выдающихся астрологов, в первый раз установивших эту восхитительную зависимость. В ней важную роль играет масса звезды. Если масса звезды велика, крайняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.
Длительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой наименьшей, чем у Солнца, весьма экономично растрачивают припасы собственного ядерного «горючего» и могут светить 10-ки млрд лет. Наружные слои звёзд, схожих нашему Солнцу, с массами не большенными 1,2 масс Солнца, равномерно расширяются и, в конце концов, совершенно покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся небольшой и жаркий белоснежный лилипут.
Белоснежные лилипуты.
Белоснежные лилипуты — одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: в первый раз были открыты небесные тела, владеющие качествами, очень далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных критериях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белоснежных карликов положило начало исследованиям загадочной природы вещества, запрятанного кое-где в различных уголках Вселенной.
Во Вселенной много белоснежных карликов. Одно время они числились редкостью, но внимательное исследование фотопластинок, приобретенных в обсерватории Маунт-Паломар (США (Соединённые Штаты Америки — количество превосходит 1500. Удалось оценить пространственную плотность белоснежных карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет обязано находиться около 100 таковых звёзд. История открытия белоснежных карликов всходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение более броской звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный нрав. Собственное движение звезды происходило не по прямой полосы; чудилось, что она чуть приметно сдвигалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя приблизительно 10 лет опосля первых наблюдений Сириуса, Бессель пришел к выводу, что рядом с Сириусом находится 2-ая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное действие; оно находится по колебаниям в движении Сириуса. Ещё наиболее увлекательным оказалось то событие, что если тёмный компонент вправду существует, то период воззвания обеих звёзд относительно их общего центра масс равен примерно 50 годам.
Перенесёмся в 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США (Соединённые Штаты Америки — должен был стать самым огромным телескопом в мире. Опосля того как Кларк окончил обработку линзы телескопа, необходимо было проверить, обеспечена ли нужная точность формы её поверхности. С данной нам целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус — самую колоритную звезду, являющуюся наилучшим объектом для проверки линз и выявления их изъянов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк узрел слабенький “призрак”, который возник на восточном краю поля зрения телескопа в блике Сириуса. Потом, по мере движения небосклона, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено — чудилось, что “призрак” представляет собой недостаток линзы, который следовало бы убрать, до этого чем сдать линзу в эксплуатацию. Но эта появившаяся в поле зрения телескопа слабенькая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был выслан в Миссисипи — его установили в Дирбоновской обсерватории, поблизости Чикаго, а линзу употребляют, по сей денек, но на иной установке.
Таковым образом, Сириус стал предметом всеобщего энтузиазма и почти всех исследовательских работ, ибо физические свойства двойной системы заинтересовали астрологов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрологам удалось найти свойства обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние меж звёздами практически в 20 раз превосходит расстояние меж Солнцем и Землёй, другими словами приблизительно равно расстоянию меж Солнцем и Ураном; приобретенная на основании измерения характеристик орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. Опосля того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А практически в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он приблизительно в 35,5 раза светит посильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превосходит светимость Сириуса В.
Светимость хоть какой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, другими словами поперечника. Близость второго компонента к наиболее ярчайшему Сириусу А очень осложняет определение его диапазона, что нужно для установки температуры звезды. В 1915г. с внедрением всех технических средств, которыми располагала наикрупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США (Соединённые Штаты Америки — фото диапазона Сириуса. Это привело к нежданному открытию: температура спутника составляла 8000 К, тогда как солнце имеет температуру 5700 К. Таковым образом, спутник в реальности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.
По правде, обычный расчёт указывает, что любой сантиметр данной нам звезды испускает вчетверо больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника обязана быть в 3004 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В обязан иметь поперечник около 40 000 км. Но масса данной нам звезды составляет 95% от массы Солнца. Этот означает, что большущее количество вещества обязано быть упаковано в очень малом объёме, по другому говоря, звезда обязана быть плотной. В итоге легких арифметических действий получаем, что плотность спутника практически в 100 000 раз превосходит плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такового вещества — около 50 т.
Такая история открытия первого белоснежного лилипута. А сейчас зададимся вопросцем, каким образом вещество можно сжать так, чтоб один кубический сантиметр его весил 100 кг?
Когда в итоге высочайшего давления вещество сжато до огромных плотностей, как в белоснежных лилипутах, то вступает в действие иной тип давления, так называемое “вырожденное давление”. Оно возникает при наисильнейшем сжатии вещества в недрах звезды. Конкретно сжатие, а не высочайшие температуры является предпосылкой вырожденного давления. Вследствие мощного сжатия атомы оказываются так плотно упакованными, что электрические оболочки начинают просачиваться одна в другую.
Гравитационное сжатие белоснежного лилипута происходит в течение долгого времени, и электрические оболочки продолжают просачиваться друг в друга до того времени, пока расстояние меж ядрами не станет порядка радиуса меньшей электрической оболочки. Внутренние электрические оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий предстоящему сжатию. При наивысшем сжатии электроны уже не соединены с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно их. процесс отделения электронов от ядер происходит в итоге ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, скопление электронов движется относительно решётки из наиболее тяжёлых ядер, так что вещество белоснежного лилипута приобретает определённые физические характеристики, соответствующие для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по металлическому пруту, нагреваемому с 1-го конца.
Но электрический газ проявляет и необыкновенные характеристики. По мере сжатия электронов их скорость всё больше увеличивается, поэтому что, как мы знаем, согласно базовому физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь однообразные энергии. Как следует, чтоб не занимать один и этот же элемент объёма, они должны двигаться с большущими скоростями. Меньший размер допустимого объёма зависит от спектра скоростей электронов. Но в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот малый объём, который они могут занимать. Другими словами, самые резвые электроны занимают меньший объём. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, надлежащими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой.
Установлено, что атомы газа обыденного белоснежного лилипута образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, через которую движется вырожденный электрический газ. Поближе к поверхности звезды вырождение слабеет, и на поверхности атомы ионизированы не стопроцентно, так что часть вещества находится в обыкновенном газообразном состоянии.
Зная физические свойства белоснежных карликов, мы можем сконструировать их приятную модель. Начнём с того, что белоснежные лилипуты имеют атмосферу. анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В данной нам атмосфере астрологи обнаруживают разные знакомые хим элементы. Известны белоснежные лилипуты 2-ух типов — прохладные и жаркие. В атмосферах наиболее жарких белоснежных карликов содержится некий припас водорода, хотя, возможно, он не превосходит 0,05%. Тем не наименее, по линиям в диапазонах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы прохладных белоснежных карликов состоят практически полностью из гелия; на водород, может быть, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белоснежных карликов изменяются от 5000 К у «прохладных» звёзд до 50 000 К у «жарких». Под атмосферой белоснежного лилипута лежит область невырожденного вещества, в каком содержится маленькое число вольных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет приблизительно 1% радиуса звезды. Слой этот может изменяться со временем, но поперечник белоснежного лилипута остаётся неизменным и равным приблизительно 40 000 км. Как правило, белоснежные лилипуты не уменьшаются в размерах опосля того, как достигнули этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, подогретому до большенный температуры; ядро может поменять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются постоянными. Чем все-таки определяется окончательный поперечник белоснежного лилипута ? Оказывается его массой. Чем больше масса белоснежного лилипута, тем меньше его радиус; мало вероятный радиус составляет 10 000 км. На теоретическом уровне, если масса белоснежного лилипута превосходит массу Солнца в 1,2 раза, его радиус быть может неограниченно малым. Конкретно давление вырожденного электрического газа защищает звезду от всяческого предстоящего сжатия, и, хотя температура может изменяться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, поперечник её не изменяется. Со временем звезда становится тёмным телом с этим же поперечником, который она имела, вступив в стадию белоснежного лилипута.
Под верхним слоем звезды вырожденный газ фактически изотермичен, другими словами температура практически постоянна прямо до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов — более настоящая цифра 6 млн. К.
сейчас, когда мы имеем некие представления о строении белоснежного лилипута, возникает вопросец: почему он сияет? Разумеется одно: термоядерные реакции исключаются. Снутри белоснежного лилипута отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии.
Единственный вид энергии, которым располагает белоснежный лилипут, — это термическая энергия. Ядра атомов находятся в хаотичном движении, потому что они рассеиваются вырожденным электрическим газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу остывания. электрический газ, который не похож не на один из узнаваемых на Земле газов, различается исключительной теплопроводимостью, и электроны проводят термическую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в галлактическое место.
Астрологи ассоциируют процесс остывания жаркого белоснежного лилипута с остыванием стального прута, вынутого из огня. Поначалу белоснежный лилипут охлаждается стремительно, но по мере падения температуры снутри него остывание замедляется. Согласно оценкам, за 1-ые сотки миллионов лет светимость белоснежного лилипута падает на 1% от светимости Солнца. В конце концов, белоснежный лилипут должен пропасть и стать чёрным лилипутом, но на это могут пригодиться триллионы лет, и, по воззрению почти всех учёных, представляется очень непонятным, чтоб возраст Вселенной был довольно велик для возникновения в ней чёрных карликов.
Остальные астрологи считают, что и в исходной фазе, когда белоснежный лилипут ещё достаточно горяч, скорость остывания невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость остывания возрастает и угасание происходит весьма стремительно. Когда недра белоснежного лилипута довольно остынут, они затвердеют.
Так либо по другому, если принять, что возраст Вселенной превосходит 10 миллиардов. лет, бардовых карликов в ней обязано быть намного больше, чем белоснежных. Зная это, астрологи решают поиски бардовых карликов. Пока они безуспешны. Массы белоснежных карликов определены недостаточно буквально. Надёжно их можно установить для компонент двойных систем, как в случае Сириуса. Но только немногие белоснежные лилипуты входят в состав двойных звёзд. В трёх более отлично изученных вариантах массы белоснежных карликов, измеренные, с точностью выше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли приблизительно половину её. На теоретическом уровне предельная масса для стопроцентно вырожденной не вращающейся звезды обязана быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Но если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то полностью вероятны массы, в несколько раз превосходящие солнечную.
Сила тяжести на поверхности белоснежных карликов приблизительно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на солнце он весил бы 2тонны, а на поверхности белоснежного лилипута его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы белоснежных карликов не достаточно различаются и их массы практически совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности хоть какого белоснежного лилипута примерно одна и та же. Во Вселенной много белоснежных карликов. Одно время они числились редкостью, но внимательное исследование фотопластинок, приобретенных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превосходит 1500. Астрологи считают, что частота появления белоснежных карликов постоянна, по последней мере, в течение крайних 5 миллиардов. лет. Может быть, белоснежные лилипуты составляют более бессчетный класс объектов на небе. Удалось оценить пространственную плотность белоснежных карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет обязано находиться около 100 таковых звёзд. Возникает вопросец: все ли звёзды стают белоснежными лилипутами в конце собственного эволюционного пути? Если нет, то какая часть звёзд перебегает в стадию белоснежного лилипута?
Важный шаг в решении трудности был изготовлен, когда астрологи нанесли положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура — светимость. Чтоб разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центре планетарных туманностей, разглядим эти небесные тела.
На фото планетарная туманность смотрится как протяжённая масса газов эллипсоидной формы со слабенькой, но жаркой звездой в центре. В реальности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования смотрятся как кольца, на самом деле они являются оболочками, и скорость турбулентного движения газа в их добивается приблизительно 120 км/с. Оказалось, что поперечникы нескольких планетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, либо около 10 триллионов км. Расширяясь с обозначенными выше скоростями, газ в оболочках становится весьма разряженным и не может возбуждаться, а как следует, его недозволено узреть спустя 100 000 лет.
Почти все планетарные туманности, наблюдаемые нами сейчас, родились в крайние 50000 лет, а обычный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды таковых туманностей — более жаркие объекты посреди узнаваемых в природе. температура их поверхности изменяется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необыкновенно больших температур большая часть излучения звезды приходится на далёкую ультрафиолетовую область электромагнит другого диапазона. Это ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой области диапазона, что и дозволяет нам следить оболочку. Это значит, что оболочки существенно ярче, нежели центральные звёзды, — которые по сути являются источником энергии, — потому что большущее количество излучения звезды приходится на невидимую часть диапазона.
Из анализа черт центральных звёзд планетарных туманностей следует, что обычное количество водорода в этих звёздах некординально. Но газовые оболочки богаты водородом и гелием.
Некие астрологи считают, что 50-95 % всех белоснежных карликов появились не из планетарных туманностей. Таковым образом, хотя часть белоснежных карликов полностью связана с планетарными туманностями, по последней мере, половина либо наиболее из их произошли от обычных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадию планетарной туманности.
Полная картина образования белоснежных карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в наилучшем случае описание эволюционного процесса можно строить только путём логических умозаключений. И, тем не наименее, общий вывод такой: почти все звёзды теряют часть вещества на пути к собственному концу, схожему стадии белоснежного лилипута, и потом скрываются на небесных “кладбищах” в виде чёрных, невидимых карликов.
Если масса звезды приблизительно в два раза превосходит массу Солнца, то такие звёзды на крайних шагах собственной эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут подорваться как сверхновые, а потом сжаться до размеров шаров радиусом несколько км, т.е. перевоплотиться в нейтронные звёзды.
Сверхновые
Около 7 тыщ лет вспять в отдалённом уголке галлактического места в один момент взорвалась звезда, сбросив с себя внешние слои вещества. Сравнимо большая и мощная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической неувязкой — её физическая целостность оказалась под опасностью. Когда была пройдена граница стойкости, разразился захватывающий, очень мощнейший, один из самых чертовских во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.
6 тыщ лет мчался по галлактическим просторам свет от данной нам звезды из созвездия Тельца и достигнул, в конце концов, Земли. Это случилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в иной части Земли наблюдатели увидели объект, величаво сверкающий на небе перед восходом Солнца.
Четвёртого июля 1054г. китайские астрологи, вглядываясь в небо, узрели светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его следили в Пекине и Кайфыне и окрестили «звездой-гостьей». Это был самый броский опосля Солнца объект на небе. В течение 23 дней, прямо до 27 июля 1054г., он был виден даже днём. Равномерно объект становился слабее, но всё же оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и в конце концов пропал 17 апреля 1056г. Это была яркая из всех зарегистрированных сверхновых — она сияла как 500 млн. Солнц. Если б она находила от нас на таком расстоянии, как наиблежайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой тёмной ночкой при её свете мы могли бы свободно читать газету — она светила бы существенно ярче, чем полная Луна.
В европейских хрониках тех лет нет никаких упоминаний о данном событии, но не следует забывать, что-то были годы средневековья, когда на европейском материке практически потух свет науки.
Один увлекательный момент в истории открытия данной нам звезды. В 1955г. Уильям Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар нашли доисторические пиктограммы на стенке одной пещеры в горе каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере — нарисовано кусочком гематита — красноватого железняка. На обоих рисунках изображён кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображение лунного серпа и звезды; по его воззрению, они, может быть, показывают возникновение сверхновой в 1054г. Для такового заключения есть два основания: во-1-х, в 1054г., когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и её размещение относительно сверхновой были конкретно таковыми, как показано на рисунке.
Во-2-х, по отысканным в тех местах глиняным черепкам установлено, что около тыщи лет вспять в данной нам местности обитали краснокожие. Таковым образом, картинки, по-видимому, являются художественным изображением сверхновой, изготовленным старыми индейцами.
Опосля фотографирования и кропотливого исследования участка неба, где находилась сверхновая, было найдено, что остатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из центральных звёзд, та, которая взорвалась семь тыщ лет вспять. Это нейтронная звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и очень малый поперечник. По фотографиям и спектрограммам можно найти физические свойства звезды.
В итоге исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности различаются два типа излучающих областей. Во-1-х, это волокнистая сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких 10-ов тыщ градусов и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения центральной звезды; газ содержит в себе водород, гелий, кислород, неон, серу. И, во-2-х, большая светящаяся бесформенная область, на фоне которой мы лицезреем газовые волокна.
По фотографиям, изготовленным около 12-ти лет вспять, найдено, что некие из волокон туманности движутся от её центра наружу. Зная угловые размеры, также примерно расстояние и скорость расширения, учёные обусловили, что около 9 веков вспять на месте туманности был точечный источник. Таковым образом, удалось установить прямую связь меж крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который практически тыщу лет вспять следили китайские и японские астрологи.
вопросец о причинах взрывов сверхновых как и раньше остаётся предметом обсуждений и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.
Звезда с массой, превосходящей солнечную приблизительно на 20%, может со временем стать неуравновешенной. Это показал в своём блестящем теоретическом исследовании, изготовленном в конце 30-х годов нашего столетия, астролог Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни иногда подвергаются чертовским изменениям, в итоге чего же достигается некое сбалансированное состояние, позволяющее звезде достойно окончить собственный актуальный путь. Почти все астрологи занимались исследованием крайних стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Они все пришли к одному выводу: если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, её ждут неописуемые конфигурации.
Как мы лицезрели, устойчивость звезды определяется соотношением меж силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими её изнутри. Мы также знаем, что на крайних стадиях звёздной эволюции, когда истощаются припасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белоснежного лилипута, и дозволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белоснежным лилипутом, звезда равномерно остывает и кончает свою жизнь, превратившись в прохладный, мертвенный, невидимый звёздный шлак.
Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить нужное соотношение давлений. Перед звездой остаётся лишь один путь для сохранения равновесия — поддерживать высшую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обыкновенной эволюции звезда равномерно употребляет для этого ядерное горючее. Но как может звезда добыть энергию на крайних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное горючее, часто поставляющее энергию, на финале? естественно она ещё не энергетический “банкрот”, она большенный, мощный объект, значимая часть массы которого находится на большенном расстоянии от центра, и у неё в припасе ещё есть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на верхушке высочайшей горы, и благодаря собственному местоположению обладающему возможной энергией. Энергия, заключённая во наружных слоях звезды, вроде бы находится в большой кладовой, из которой в подходящий момент её можно извлечь.
Итак, чтоб поддерживать давление, звезда сейчас начинает сжиматься, пополняя, таковым образом, припас собственной внутренней энергии. Как длительно длится это сжатие? Фред Хойл и его коллеги кропотливо изучили схожую ситуацию и сделали вывод, что в реальности происходит катастрофическое сжатие, за которым следует трагический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от излишка массы, является
Больший Энтузиазм для учёных представляет процесс, в процессе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного горючего. Для расчёта этого процесса употребляется информация, приобретенная из лабораторных опытов; гигантскую роль при всем этом играют современные быстродействующие вычислительные машинки. Хойл и Фаулер смоделировали при помощи ЭВМ (Электронная вычислительная машина — комплекс технических средств, предназначенных для автоматической обработки информации в процессе решения вычислительных и информационных задач) процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой в три раза превосходит солнечную, другими словами звезду, находящуюся далековато за пределом Чандрасекара. Звезда с таковой массой обязана иметь светимость, в 60 раз превосходящую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.
Мы уже знаем, что в процессе обыденных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды практически в течение всей её жизни, водород преобразуется в гелий. Опосля того как значимая часть вещества звезды перевоплотится в гелий, температура в её центре увеличивается. При увеличении температуры приблизительно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который потом преобразуется в кислород и неон. Таковым образом, гелиевое ядро начинает порождать наиболее тяжёлое ядро, состоящее из 2-ух этих хим частей. сейчас звезда становится мультислойной энергопроводящей системой. В узкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит перевоплощение водорода в гелий; эта реакция идет с выделением энергии. Потому, пока таковая реакция осуществляется, температура ядра звезды неприклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при настолько больших температурах кислород и неон полностью устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Но через некое время ядро становится ещё плотнее, температура умножается, сейчас она уже приравнивается 600 млн. К. Тогда и ядерным топливом становится неон, который в процессе реакций преобразуется, а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом вольных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некие сплавы группы железа. Вольные нейтроны, вступая в реакцию с этими сплавами, делают атомы наиболее тяжёлых металлов — прямо до урана — самого тяжёлого из природных частей.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и опять сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает последующий шаг, когда любые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые скоро преобразуются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся появлением новейших хим частей, вступают не только лишь нейтроны, но также протоны и атомы гелия. Возникают такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. температура ядра поднимается до полутора млрд градусов. Как и раньше длится образование наиболее тяжёлых частей с внедрением вольных нейтронов, но на данной нам стадии из-за большенный температуры происходят некие новейшие явления.
Хойл считает, что при температурах порядка млрд градусов возникает массивное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частички вновь соединяются, создавая устойчивые композиции. Когда температура превзойдет 1,5 миллиардов. К, наиболее возможными стают процессы распада ядер. Любознательным и нежданным оказался последующий итог: при предстоящем увеличении температуры и усилении действий разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, появляются наиболее тяжёлые хим элементы. Так, при температурах 2-5 миллиардов. К появляются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих частей более представлено железо. Как и до этого, при превращении лёгких частей в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда сейчас припоминает луковку, любой слой которой заполнен в большей степени любым одним элементом.
Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается намедни драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в металлическом ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При всем этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в галлактическое место существенное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энерго утраты могут иметь серьёзные последствия, потому что они приводят к понижению давления излучения, нужного для поддержания стойкости звезды. И как следствие этого, в действие снова вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде нужную энергию. Силы гравитации всё резвее сжимают звезду, восполняя энергию, унесённую нейтрино. Как и до этого сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая, в конце концов, добивается 4-5 миллиардов. К. сейчас действия развиваются несколько по другому. Ядро, состоящее из частей группы железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы данной нам группы уже не вступают в реакции с образованием наиболее тяжёлых частей, а начинают опять преобразовываться в гелий, испуская при всем этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом наружных слоёв звезды и участвует в разработке тяжёлых частей.
На этом шаге, как показывает Хойл, звезда добивается критичного состояния. Когда создавались тяжёлые хим элементы, энергия высвобождалась в итоге слияния лёгких ядер. Тем большие её количества звезда выделяла в протяжении сотен миллионов лет. Сейчас же конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается принужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся крайнее её богатство — гравитация. Но чтоб звезда могла пользоваться сиим резервом, плотность её ядра обязана возрастать очень стремительно, другими словами ядро обязано резко сжаться; происходит “взрыв вовнутрь”, отрывающий ядро звезды от её наружных слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца громоздкой звезды.
Имплозия, либо взрыв вовнутрь, избавляет давление, поддерживавшее наружные слои звезды, её оболочку, и отныне оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии — так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому увеличению температуры (приблизительно 3 миллиардов. К), и падающая оболочка звезды оказывается в необыкновенных для неё температурных критериях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 миллиардов. К, лёгкие элементы оболочки служат возможным ядерным топливом. Но чтоб обеспечить свечение во время взрыва, температура обязана подняться выше этого значения — до 3 миллиардов. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды преобразуется в термическую, и вещество оболочки греется. При таковой высочайшей температуре наиболее лёгкие элементы — в главном кислород — проявляют взрывную неустойчивость и начинают вести взаимодействие. Подсчитано, что за время меньше секунды в процессе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная энергии, которую солнце испускает за млрд лет!
В один момент освободившаяся энергия срывает со звезды её внешние слои и выбрасывает их в галлактическое место со скоростью, достигающей нескольких тыщ км в секунду. На эти слои приходится значимая часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды образуя туманность, которая простирается на почти все миллионы миллионов км.
Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до того времени, пока, может быть через 100 000 лет, вещество туманности не станет так разряженным и диффузным, что больше уже не сумеет возбуждаться коротковолновым излучением весьма жаркой материнской звезды; тогда мы перестанем его созидать. Но самое основное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном газе находится магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие силовых линий и увеличение напряжённости межзвёздного магнитного поля, что в свою очередь приводит к повышению энергии электронов, и их убыстрению. В итоге остаётся сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась конкретно так, чтоб она могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности она станет нейтронной звездой, масса которой в 1,2-2 массы Солнца. Если же её масса наиболее, чем в два раза превосходит массу Солнца, то она, в конечном счете, может перевоплотиться в чёрную дыру.
Сверхновые — весьма редчайшие объекты. История заверила только несколько случаев возникновения сверхновых. 1-ая — это, естественно, Крабовидная туманность, 2-ая — Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572г., и 3-я — Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г. Не так давно сделалось понятно о сверхновой в созвездии Волка. Астрологи вычислили, что любая звёздная система, галактика, в среднем раз в сто-триста лет рождает сверхновую. В истинное время астрологами открыто около 150 сверхновых.
Лишь три из их оказались в нашей Галактике, хотя существует много объектов, такие, как Петля в Лебеде и Кассиопея А, которые, как подразумевают, могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути. Четкое время взрыва для Петли в Лебеде практически нереально установить, но считают, что если это вправду остатки взрыва сверхновой, то Петля в Лебеде начала своё расширение около 60 тыщ годов назад. Кассиопея А — самая юная сверхновая на небе, потому что её расширение началось приблизительно в 1700г.
Почему природа создаёт такие диковинные объекты? Как они появляются? Каковой механизм вспышек, которые по собственной яркости могут конкурировать с сиянием 10-ов млрд звёзд? Каковой конечный продукт звёздного взрыва? Это лишь часть вопросцев, которые появляются у астролога, наблюдающего за грандиознейшими взрывами в том либо ином уголке неба. Чтоб ответить хотя бы на некие из их, нужно изучить историю жизни звезды.
Доктор Джон А. Уиллер увидел: “Одно дело учить практически стационарную звезду, как, к примеру, солнце, другое дело — когда мы берёмся предвещать затейливую динамику сверхновой. Мы умеем в подробностях предвещать и ход ядерных реакций, идущих в недрах Солнца и остальных звёзд, и выход энергии излучения с поверхности звезды. Но можем ли мы с таковой же уверенностью гласить о звёздах, испытывающих массивные внутренние движения?”
Не так давно учёные предприняли попытку применить математическую теорию атомного взрыва для описания гидродинамики сверхновых. Это позволило кропотливо изучить гидродинамику сверхновых при помощи теории, которая заранее не очень далека от правды. Некие астрологи различают 5 типов сверхновых; два из их главные — это сверхновые типа 1 и сверхновые типа 2. Они различаются друг от друга светимостями, нравом конфигурации светимости, спектрами, также количеством и местоположением в определенной галактике или в разных типах галактик. нрав конфигурации светимости с течением времени у сверхновых обоих главных типов фактически схож.
Нейтронные
Звёзды, у каких масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не сумеют в конце жизни приостановить своё сжатие на стадии белоснежного лилипута. Массивные силы гравитации сожмут их до таковой плотности, при которой произойдёт “нейтрализация” вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к тому, что практически вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Появляется нейтронная звезда. Более мощные звёзды могут обраться в нейтронные, опосля того как они взорвутся как сверхновые.
Теория нейтронных звёзд не нова: 1-ое предположение о способности их существования было изготовлено профессиональными астрологами Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде из Калифорнии в 1934г. (несколько ранее в 1932г. возможность существования нейтронных звёзд была предсказана известным русским учёным Л. Д. Ландау.) В конце 30-х годов она стала предметом исследовательских работ остальных американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Энтузиазм этих физиков к данной дилемме был вызван рвением, найти конечную стадию эволюции громоздкой сжимающейся звезды. Потому что роль и время, было высказано предположение, что, нейтронная звезда может оказаться остатком взрыва сверхновой. К несчастью, с началом 2-ой мировой войны внимание учёных переключилось на военные нужды и детализированное исследование этих новейших и в высшей степени таинственных объектов было приостановлено. Потом, в 50-х годах, исследование нейтронных звёзд возобновили чисто на теоретическом уровне с целью установить, имеют ли они отношение к дилемме рождения хим частей в центральных областях звёзд. Нейтронные звёзды остаются единственным астрофизическим объектом, существование и характеристики которых были предсказаны за длительное время до их открытия.
Сначала 60-х годов открытие галлактических источников рентгеновского излучения очень обнадёжило тех, кто разглядывал нейтронные звёзды как вероятные источники небесного рентгеновского излучения. К концу 1967г. был найден новейший класс небесных объектов — пульсары, что привело учёных в замешательство. Это открытие явилось более принципиальным событием в исследовании нейтронных звёзд, потому что оно вновь подняло вопросец о происхождении галлактического рентгеновского излучения.
Говоря о нейтронных звёздах, следует учесть, что их физические свойства установлены на теоретическом уровне и очень гипотетичны, потому что физические условия, имеющиеся в этих телах, не могут быть воспроизведены в лабораторных опытах.
Решающее тело, схожее Солнцу, поперечником около 1,5 млн. км, а по массе практически в третья часть миллиона раз тяжелее Земли! Естественное следствие таковой концентрации вещества — неописуемо высочайшая плотность нейтронной звезды. Практически она оказывается так плотной, что быть может даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной звезды настолько велика, что человек весил бы там, около миллиона тонн. Расчёты демонстрируют, что нейтронные звёзды очень намагничены. Согласно оценкам, магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. млн. гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса — около 0,6 — 0,7 массы Солнца. Внешний слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой электрической и ядерной плазмы, которая пронизана массивным магнитным полем звезды. Конкретно тут зарождаются радиосигналы, которые являются отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частички, двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало различного рода излучениям. В одних вариантах возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного диапазона, в других — излучение на больших частотах. Практически сходу же под магнитосферой плотность вещества добивается 1 т/см3, что в 100 000 раз больше плотности железа.
Последующий за внешним слой имеет свойства сплава. Этот слой “сверхтвёрдого” вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы состоят из ядер атомов с атомной массой 26 — 39 и 58 — 133. Эти кристаллы очень малы: чтоб покрыть расстояние в 1 см, необходимо выстроить в одну линию около 10 миллиардов. кристалликов. Плотность в этом слое наиболее чем в 1 млн. раз выше, чем в внешнем, либо по другому, в 400 миллиардов. раз превосходит плотность железа. Двигаясь далее к центру звезды, мы пересекаем 3-ий слой. Он содержит в себе область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1 000 раз больше, чем предшествующего.
Поглубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя, плотность при всем этом увеличивается некординально — приблизительно в 5 раз. Тем не наименее, при таковой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть вещества пребывает в виде нейтронов. На любой электрон и протон приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно разглядывать как нейтронную жидкость, “загрязнённую” электронами и протонами.
Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. тут плотность приблизительно в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И, тем не наименее, даже такое маленькое повышение плотности приводит к тому, что частички в ядре движутся много резвее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движения нейтронов, смешанных с маленьким количеством протонов и электронов, настолько велика, что повсевременно происходят неупругие столкновения частиц. В действиях столкновения появляются все известные в ядерной физике частички и резонансы, которых насчитывается наиболее тыщи. По всей вероятности, находится огромное число ещё не узнаваемых нам частиц.
температуры нейтронных звёзд сравнимо высоки. Этого и следует ждать, если учитывать, как они появляются. За 1-ые 10 — 100 тыс. лет существования звезды температура ядра миниатюризируется до нескольких сотен миллионов градусов. Потом наступает новенькая фаза, когда температура ядра звезды медлительно миниатюризируется вследствие испускания электромагнитного излучения.
Чёрные дыры
Если масса звезды вдвое превосходит солнечную, то к концу собственной жизни звезда может подорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося опосля взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда обязана сжаться в плотное крохотное тело, потому что гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные считают, что конкретно в этот момент трагический гравитационный кризис приводит к появлению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для громоздкой звезды остаётся один неминуемый путь — путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.
В 1939г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском институте (Беркли) занимались выяснением конечной судьбы большенный массы прохладного вещества. Одним из более впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось последующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не быть может остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, к примеру, не крутящаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критичного размера, известного как гравитационный радиус, либо радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, которой первым указал на его существование). Если звезда добивается этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей окончить кризис, другими словами практически замкнуться внутри себя. Чему же равен гравитационный радиус? Серьезное математическое уравнение указывает, что для тела с массой Солнца гравитационный радиус равен практически 3 км, тогда как для системы, включающей млрд звёзд, — галактики — этот радиус оказывается равным расстоянию от Солнца до орбиты планетки Уран, другими словами составляет около 3 миллиардов. км.
Каковы же физические характеристики “чёрных дыр” и как учёные подразумевают найти эти объекты? Почти все учёные раздумывали над этими вопросцами; получены кое-какие ответы, которые способны посодействовать в поисках таковых объектов.
Само заглавие — чёрные дыры — гласит о том, что это класс объектов, которые недозволено узреть. Их гравитационное поле так очень, что если б каким-то путём удалось оказаться поблизости чёрной дыры и навести в сторону от её поверхности луч самого массивного прожектора, то узреть этот прожектор было бы недозволено даже с расстояния, не превосходящего расстояние от Земли до Солнца. Вправду, даже если б мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом массивном прожекторе, мы не узрели бы его, потому что свет не сумел бы преодолеть действие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность. Конкретно потому таковая поверхность именуется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры.
Учёные отмечают, что эти необыкновенные объекты нелегко осознать, оставаясь в рамках законов тяготения Ньютона. Поблизости поверхности чёрной дыры гравитация настолько сильна, что обычные ньютоновские законы перестают тут действовать. Их следует поменять законами общей теории относительности Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая мощное тело, свет должен испытывать красноватое смещение, потому что он должен испытывать красноватое смещение, потому что он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звезды. Излучение, приходящее от плотной звезды, схожей белоснежному лилипуту — спутнику Сириуса А, — только слегка сдвигается в красноватую область диапазона. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совершенно не будет приходить излучения в видимой области диапазона. Но если гравитационное действие звезды возрастает в итоге её сжатия, то силы тяготения оказываются так значительны, что свет совершенно не может покинуть звезду. Таковым образом, для хоть какого наблюдающего возможность узреть чёрную дыру стопроцентно исключена! Но тогда естественно возникает вопросец: если она невидима, то, как мы можем её найти? Чтоб ответить на этот вопросец, учёные прибегают к качественным уловкам. Руффини и Уиллер конкретно исследовали эту делему и предложили несколько методов пусть не узреть, но хотя бы найти чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она обязана источать гравитационные волны, которые могли бы пересекать место со скоростью света и на куцее время искажать геометрию места поблизости Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, работающих сразу на однообразные инструменты, установленные на земной поверхности на значимых расстояниях друг от друга. Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный кризис. Если в течение обыкновенной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь, всё меньше и меньше, она будет вращаться всё резвее, сохраняя собственный момент количества движения. В конце концов она может добиться таковой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, другими словами к максимально вероятной скорости. В этом случае звезда оказалась бы очень деформированной и могла бы выкинуть часть вещества. При таковой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тыщи колебаний в секунду (1000 Гц (единица частоты периодических процессов в Международной системе единиц СИ)).
Дж. Вебер установил ловушки гравитационных волн в Аргоннской государственной лаборатории поблизости Чикаго и в Мэрилендском институте. Они состояли из мощных дюралевых цилиндров, которые должны были колебаться, когда гравитационные волны достигнут Земли. Применяемые Вебером сенсоры гравитационного излучения реагируют на высочайшие (1660 Гц (единица частоты периодических процессов в Международной системе единиц СИ)), так и на весьма низкие (1 качание в час) частоты. Для детектирования крайней частоты употребляется чувствительный гравиметр, а сенсором является сама Земля. Собственная частота квадрупольных колебаний Земли равна одному колебанию за 54 мин.
Все эти устройства должны были срабатывать сразу в момент, когда гравитационные волны достигнут Земли. Вправду они срабатывали сразу. Но, к огорчению, ловушки врубались очень нередко — приблизительно раз за месяц, что смотрелось очень удивительно. Некие учёные считают, что хотя опыты Вебера и приобретенные им результаты увлекательны, но они недостаточно надёжны. По данной нам причине почти все относятся очень скептически к идее детектирования гравитационных волн (опыты по детектированию гравитационных волн, подобные опытам Вебера, позже были испытаны в ряде остальных лабораторий и не подтвердили результатов Вебера. В истинное время считается, что опыты Вебера неверны).
Роджер Пенроуз, доктор арифметики Биркбекского института Английского института, разглядел любознательный вариант коллапса и образования чёрной дыры. Он также допускает, что чёрная дыра исчезает, а потом проявляется в другое время в некий другой вселенной. Не считая того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является принципиальным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необыкновенное. Исследования Пенроуза демонстрируют, что кризис завершается образованием сингулярности, другими словами он должен длиться до нулевых размеров и нескончаемой плотности объекта. Крайние условие даёт возможность иной вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новейшую вселенную. Она даже может показаться в каком-либо другом месте нашей своей Вселенной.
Некие учёные разглядывают образование чёрной дыры как небольшую модель того, что, согласно пророчествам общей теории относительности, в конечном счете, может случиться с Вселенной. Общепризнанно, что мы живём в постоянно расширяющейся Вселенной, и один из более принципиальных и насущных вопросцев науки касается природы Вселенной, её прошедшего и грядущего. Вне сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. но на сей день один из самых коварных вопросцев такой: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через 10-ки млрд лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем узнать, по какому пути следует Вселенная, но, может быть, много ранее, изучая информацию, которая проникает при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной.
Практически всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер фактически неизменными. к примеру, упомянутой главной последовательности. Большая часть звёзд оказываются на данной нам наклонной полосы — главной последовательности, поэтому, что звезда может придти на эту линию всего только за несколько сотен тыщ лет, а, покинув её, прожить ещё несколько сотен миллионов лет, большая часть звёзд заранее остаётся на главной последовательности в течение млрд лет. Рождение и погибель — ничтожно малые мгновенья в жизни звезды. Наше Солнце, являющееся обыкновенной звездой, находится на данной нам последовательности уже в течение 5-6 миллиардов. лет и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, потому что звёзды с таковой массой и таковым хим составом, как у Солнца, живут 10-12 миллиардов. лет. Звёзды много наименьшей массы находятся на главной последовательности приблизительно 50 миллиардов. лет. Если же масса звезды в 30 раз превосходит солнечную, то время её пребывания на главной последовательности составит всего около 1 млн. лет.
Вернёмся к рассмотрению действий, происходящих при рождении звезды: она продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры. Температура ползёт ввысь, и вот большой газовый шар начинает сиять, его уже можно следить на фоне тёмного ночного неба как мерклый красный диск. Значимая толика энергии его излучения как и раньше приходится на инфракрасную область диапазона. Но это ещё не звезда. По мере того как вещество протозвезды уплотняется, оно всё резвее падает к центру, разогревая ядро звезды до наиболее больших температур. В конце концов температура добивается 10 млн. К, тогда и начинают протекать термоядерные реакции — источник энергии всех звёзд во Вселенной. Как термоядерные процессы врубаются в действие, галлактическое тело преобразуется в всеполноценную звезду.
Сжимаясь, пыль и газ образуют протозвезду; её вещество представляет собой обычный эталон вещества окружающей нас части галлактического места. Говоря о образчике вещества Вселенной, мы подразумеваем, что этот кусок межзвездной среды на 89% состоит из водорода, на 10%-из гелия; такие элементы, как кислород, азот, углерод, неон и т. п. составляют в нём наименее 1%, а все сплавы, вкупе взятые, — не наиболее 0,25%. Таковым образом, звезда в главном состоит из тех частей, которые почаще всего встречаются во Вселенной. И так как богаче всего во Вселенной представлен водород, то, естественно, любые термоядерные реакции должны протекать с его ролью.
Где-то встречаются уголки галлактического места с завышенным содержанием тяжёлых частей, но это только местные аномалии — остатки давнешних звёздных взрывов, разбросавших и рассеявших в округи тяжёлые элементы. Мы не будем останавливаться на таковых не нормальных областях с завышенной концентрацией тяжёлых частей, а сосредоточим внимание на звёздах, состоящих в главном из водорода.
Когда температура в центре протозвезды добивается 10 млн. К, начинаются сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в процессе которых из ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; любые четыре протона, объединяясь, делают атом гелия. Поначалу, когда соединяются друг с другом два протона, возникает атом тяжёлого водорода, либо дейтерия. Потом крайний сталкивается с третьим протоном, и в итоге реакции рождается лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и один нейтрон.
В сумятице, которая царствует в ядре звезды, стремительно передвигающиеся атомы лёгкого гелия время от времени сталкиваются друг с другом, в итоге чего же возникает атом обыденного гелия, состоящий из 2-ух протонов и 2-ух нейтронов. Два излишних протона ворачиваются назад в жаркую смесь, чтоб когда-нибудь снова вступить в реакцию, порождающую гелий. В этом процессе около 0,7% массы преобразуется в энергию. Описанная цепочка реакций — один из принципиальных термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд при температуре около 10 млн. К. Некие астрологи считают, что при наиболее низких температурах могут протекать остальные реакции, в каких участвуют литий, бериллий и бор. Но они здесь же делают обмолвку, что если такие реакции и имеют пространство, то их относительный вклад в генерацию энергии незначителен.
Когда температура в недрах звезды опять возрастает, в действие вступает ещё одна принципиальная реакция, в какой в качестве катализатора участвует углерод. Начавшись с водорода и углерода-12, таковая реакция приводит к образованию азота-13, который спонтанно распадается на углерод-13 — изотоп углерода, наиболее тяжёлый, чем тот, с которого реакция начиналась. Углерод-13 захватывает ещё один протон, превращаясь в азот-14. Крайний схожим же путём становится кислородом-15. Этот элемент также неустойчив и в итоге спонтанного распада преобразуется в азот-15. И, в конце концов, азот-15, присоединив к для себя четвёртый протон, распадается на углерод-12 и гелий.
Таковым образом, побочным продуктом этих термоядерных реакций является углерод-12, который может вновь положить начало реакциям данного типа. Объединение четырёх протонов приводит к образованию 1-го атома гелия, а разница в массе четырёх протонов и 1-го атома гелия, составляющая около 0,7% от начальной массы, проявляется в виде энергии излучения звезды. На солнце каждую секунду 564 млн. т водорода преобразуется в 560 млн. т гелия, а разница — 4 млн. т вещества — преобразуется в энергию и излучается в место. Принципиально, что механизм генерации энергии в звезде зависит от температуры.
Конкретно температура ядра звезды описывает скорость действий. Астрологи считают, что при температуре около 13 млн. К углеродный цикл относительно несущественен. Как следует, при таковой температуре преобладает протон — протонный цикл. При увеличении температуры до 16 млн. К, возможно, оба цикла дают равный вклад в процесс генерации энергии. Когда же температура ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим становится углеродный цикл.
Как энергия звезды начинает обеспечиваться за счёт ядерных реакций, гравитационное сжатие, с которого начался весь процесс, прекращается. Сейчас самоподдерживающаяся реакция может длиться в течение времени, продолжительность которого зависит от исходной массы звезды и составляет приблизительно от 1 млн. лет до 100 миллиардов. лет и больше. Конкретно в этот период звезда добивается главной последовательности и начинает свою долгую жизнь, протекающую практически без конфигураций. Целую вечность проводит звезда в данной нам стадии. ничего особого с ней не происходит, она не завлекает к для себя пристального внимания. сейчас это всего-навсего настоящий член звёздной колонии, затерянный посреди огромного количества братьев.
Но процессы, протекающие в ядре звезды, несут внутри себя эмбрионы её будущего разрушения. Когда дерево либо уголь сгорают в камине, выделяется тепло, а в качестве товаров отхода образуются дым и зола. В «камине» звёздного ядра водород — это уголь, а гелий — зола. Если из камина время от времени не удалять золу, то она может забить его и огнь угаснет.
Если в ядре звезды вещество не перемешивается, в термоядерных реакциях начинают учавствовать слои, конкретно примыкающие к гелиевому ядру, что обеспечивает звезду энергией. Но со временем припасы водорода в этих слоях иссякают, и ядро разрастается всё больше и больше. В конце концов достигается состояние, когда в ядре совершенно не остаётся водорода. Обыденные реакции перевоплощения водорода в гелий прекращаются; звезда покидает главную последовательность и вступает в сравнимо маленький (но увлекательный) отрезок собственного актуального пути, отмеченный необыкновенно бурными реакциями.
Когда водорода становится не достаточно, и он больше не может участвовать в реакциях, источник энергии иссякает. Но, как мы уже знаем, звезда представляет собой тонко равновесный механизм, в каком давление, раздувающее звезду изнутри, стопроцентно уравновешено гравитационным притяжением. Как следует, когда генерация энергии слабеет, давление излучения резко падает, и силы тяготения начинают сжимать звезду. опять происходит падение вещества к её центру, почти во всем напоминающее то, с которого началось рождение протозвезды. Энергия, возникающая при гравитационном сжатии, намного больше энергии, выделяемой сейчас в ядерных реакциях, а раз так, то звезда начинает стремительно сжиматься. В итоге верхние слои звезды греются, она опять расширяется и растёт в размерах до того времени, пока наружные слои не станут довольно разреженными, лучше пропускающими излучение звезды. Считают, что звезда типа Солнца может возрости так, что заполнит орбиту Меркурия. Опосля того как звезда начинает расширяться, она покидает главную последовательность и, как мы уже лицезрели, деньки её сейчас сочтены. Отныне жизнь звезды начинает клониться к закату.
Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется большая энергия, которая раздувает звезду. Чудилось бы, это обязано привести к падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура в ядре звезды резко увеличивается. В относительно узком слое вокруг ядра всё ещё происходит обыденное ядерное выгорание водорода, что приводит к повышению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около половины массы звезды, крайняя расширяется до собственного наибольшего размера и её цвет из белоснежного становится жёлтым, а потом красноватым, потому что температура поверхности звезды миниатюризируется. Сейчас звезда вступает в новейшую фазу. температура ядра растёт до того времени, пока не превзойдет 200 млн. К. При таковой температуре начинает выгорать гелий, в итоге чего же появляется углерод. Три ядра гелия, сливаясь, преобразуются в ядро углерода, который оказывается наиболее лёгким, чем три начальных ядра гелия, потому таковая реакция также идет с выделением энергии. Опять давление радиации, которое игралось настолько важную роль, когда звезда находилась на главной последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды снова удерживается от предстоящего сжатия. Звезда ворачивается к обыденным размерам; по мере того как это происходит, температура её поверхности вырастает, и она из красноватой становится белоснежной.
В этот момент по неким таинственным причинам звезда оказывается неуравновешенной. Астрологи считают, что переменные звёзды, другими словами звёзды, временами меняющие свою светимость, появляются на данной нам стадии звёздной эволюции, потому что процесс сжатия происходит не гладко, и на неких его шагах появляются ритмические колебания звезды. На данной нам стадии звезда может пройти через фазу новейшей, в течение которой она в один момент выбрасывает в межзвёздное место существенное количество вещества; оно, принимая вид расширяющейся оболочки, может содержать значительную часть массы звезды. Вспышки неких новейших неоднократно повторяются, и это значит, что одной вспышки недостаточно, чтоб звезда достигнула стойкости. Но со временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает собственный длиннющий путь к звёздному кладбищу. Даже на данной нам стадии звезда ещё способна к активности. Она может стать сверхновой. Причина, по которой звезда оказывается способной на такую активность, обоснована количеством вещества, оставшимся у неё к данной нам стадии.
Когда мы обсуждали процессы, протекающие в недрах звезды, мы гласили, что главным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро звезды. Водород исчезает, как следует, энерговыделение за счёт этого источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К раскрывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает наиболее тяжёлые элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на атомы гелия. Но температуры и скорости реакций настолько высоки, что, до этого чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется 3-ий атом гелия и появляется атом углерода.
Но процесс не останавливается, потому что сейчас атомы гелия, бомбардируя углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а, бомбардируя неон, создают магний. На данной нам стадии температура ядра ещё очень мала для образования наиболее тяжёлых частей. Ядро снова сжимается, и так длится до того времени, пока температура не достигнет величины порядка млрд градусов и не начнётся синтез наиболее тяжёлых частей. Если в итоге предстоящего сжатия ядра температура поднимается до 3 миллиардов. К, тяжёлые ядра ведут взаимодействие друг с другом до того времени, пока не появляется железо. процесс останавливается. Если атомы гелия будут бомбить ядра железа, то заместо образования наиболее тяжёлых частей произойдёт распад ядер железа.
На данной нам стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого слоями ядер наиболее лёгких частей прямо до гелия, а узкий внешний слой образован водородом, который ещё обеспечивает некое количество энергии. В конце концов наступает время, когда водород оказывается стопроцентно израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также действовать и остальные механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких средств для воспроизводства собственных энергетических припасов. Это значит, что она обязана умереть. Сейчас, исчерпав припасы ядерной энергии, звезда может лишь сжиматься и употреблять гравитационную энергию, чтоб поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко сиять. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять собственный цвет от белоснежного к жёлтому, потом к красноватому; в конце концов она перестаёт источать и начинает непрерывное путешествие в неоглядном галлактическом пространстве в виде малеханького тёмного мертвенного объекта. Но на пути к угасанию рядовая звезда проходит стадию белоснежного лилипута.
]]>