Загрузка...
Учебная работа. Реферат: Происхождение и развитие звезд и Солнца
2002 г
возраст звезд и Солнца
Возраст небесных тел определяют различными способами. Самый четкий из их состоит в определении возраста горных пород по отношению количества в ней радиоактивного элемента урана к количеству свинца. Свинец является конечным продуктом самопроизвольного распада урана. Скорость этого процесса известна буквально, и поменять ее недозволено никакими методами. Чем меньше урана осталось и чем больше свинца накопилось в породе, тем больше ее возраст. Самые древнейшие горные породы в земной коре имеют возраст, разумеется, несколько ранее, чем земная кора. исследование окаменелых остатков звериных и растений указывает, что за крайние сотки миллионов лет излучение Солнца значительно не поменялось. означает, солнце обязано быть старше Земли. Есть звезды, которые, как обосновал в первый раз академик В. А. Амбарцумян, много молодее, чем Земля. По темпу расходования энергии жаркими сверхгигантами можно судить о том, что вероятные припасы их энергии разрешают им расходовать еще так щедро только куцее время. Означает, жаркие сверхгиганты молоды — им 1млн.-10млн. лет.
Юные звезды находятся в спиральных ветвях галактики, как и газовые туманности, из вещества которых появляются звезды. Туманности удерживается в ветвях магнитным полем, звезд же магнитное поле удержать не может. Звезды, не успевшие рассеяться из ветки, молоды. Выходя из ветки, они стареют.
Звезды шаровых скоплений, по современной теории внутреннего строения и эволюции звезд, самые старенькые. Им быть может до 10миллиардов. лет. Ясно, что звездная система – галактики должны быть старше, чем звезды, из которых они состоят. возраст большинства из их должен быть не меньше, чем 10миллиардов. лет. В звездной Вселенной происходит не только лишь неспешные конфигурации, да и резвые, даже трагические. К примеру, за время порядка года рядовая, по-видимому, звезда вспыхивает, как «сверхновые», и за то же приблизительно время спадает в блеске. В итоге она, возможно, преобразуется в крошечную звезду, состоящую из нейтронов и крутящуюся с периодом порядка секунды и резвее. Ее плотность (при спаде ) растет до плотности атомных ядер и нейтронов, и она становиться мощным излучателем радио — и рентгеновских лучей, которые, как ее свет, пульсируют с периодом вращения звезды. Примером такового пульсара, как их именуют, служит слабенькая звездочка в центре расширяющейся Крабовидной радиотуманности. Остатков вспышек сверхновых звезд в виде пульсаров и радиотуманностей, схожих Крабовидной, понятно уже много.
Сначала наукой был поставлен вопросец о происхождении галлактики, но потом сделалось ясно, что он должен решаться вкупе с неувязкой происхождения и развития звезд. Пожалуй, и ее тяжело решить верно без познания того, как формируются и развиваются галактики.
Зависимость эволюции звезд от их массы.
По современным представлениям, актуальный путь одиночной звезды определяется её исходной массой и хим составом. Чему равна вероятная малая масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды весьма слабенькие объекты и следить их достаточно тяжело. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше чем семь-восемь сотых толикой массы Солнца длительные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к малой массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в 10-ки тыщ раз. температура на поверхности схожих звёзд не превосходит 2—3 тыс. градусов. Одним из таковых мерклых багрово-красных карликов является наиблежайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра.
В звездах большенный массы, напротив, эти реакции протекают с большой скоростью. Если масса рождающейся звезды, превосходит 50 – 70 солнечных масс, то опосля загорания термоядерного горючего очень интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить избыток массы. Звезды, масса которых близка к предельной, обнаружены, к примеру, в туманности Тарантул в примыкающей с нами галактике Огромное Магелланово Скопление. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а быть может и ранее, эти звезды могут подорваться как сверхновые (так именуют взрывающиеся звезды с большенный энергией вспышки).
Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества, подобно бурлящей воде. Такую область именуют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем огромную её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при всем этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере перевоплощения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра растет, а его объём миниатюризируется. Наружные же области звезды при всем этом расширяются, она возрастает в размерах, а температура её поверхности падает. Жгучая звезда — голубой гигант — равномерно преобразуется в красноватый гигант.
Срок жизни звезды впрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни возрастает до млрд лет.
Стадии развития звезд.
Рождение звёзд — процесс загадочный, сокрытый от наших глаз, даже вооружённых телескопом. Только посреди XX в. астрологи сообразили, что не все звёзды родились сразу в далёкую эру формирования Галактики, что и в наше время возникают юные звёзды. В 60 — 70-е гг. была сотворена самая 1-ая, ещё весьма грубая теория образования звёзд. Позже новенькая наблюдательная техника — инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового спектра — существенно расширила наши познания о зарождении и формировании звёзд. А начиналось исследование данной нам задачи ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.
Создав теорию глобального тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул почти всех пытливых людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся применять научные заслуги для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона и время от времени обращался к величавому физику с вопросцами.
В одном из писем Бентли задал вопрос, не может ли сила тяготения разъяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на данную тему и в ответном послании юному священнику от 10 декабря 1б92 г. выложил собственный взор на возможность гравитационного скучивания галлактического вещества: «…Если б это вещество было умеренно распределено по нескончаемому месту, оно никогда не могло бы слиться в одну массу, но часть его сгущалась бы здесь, а иная там, образуя нескончаемое число больших масс, разбросанных на больших расстояниях друг от друга по всему этому нескончаемому месту.
Конкретно так могли образоваться Солнце и недвижные звёзды…».
С того времени мысль Ньютона практически никем и никогда не оспаривалась. Но пригодилось три столетия, чтоб величавая гипотеза стала надёжной теорией, крепко опирающейся на наблюдения.
Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Вправду, межзвёздное вещество было открыто сходу опосля изобретения телескопа.
Газовые облака смотрятся на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. в первый раз упомянул о большенный туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и остальные туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в перечнях Уильяма Гершеля (1818г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». В конце концов, в «Новеньком общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) числится 7840 незвёздных объектов.
В течение трёх веков туманности, в особенности спиральные, числились сравнимо близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, к примеру, был полностью уверен, что он не только лишь нашёл огромное количество туч дозвёздного вещества, но даже своими очами лицезреет, как это вещество под действием тяготения равномерно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды.
Как позднее выяснилось, некие туманности вправду соединены с рождением звёзд. Но почти всегда светлые туманные пятна оказались не газовыми тучами, а весьма далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрологов был ранним и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё, длинный.
К середине XIX в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они сообразили, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на замену старенькым должны рождаться новейшие звёзды.
С иной стороны, те калоритные и жаркие облака межзвёздного газа, которые смогли найти астрологи в свои телескопы, очевидно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь жаркий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были убеждены, что гравитация сумеет одолеть давление газа.
Итак, что все-таки одолеет — давление либо гравитация? В 1902 г. юный британский физик Джеймс Джине в первый раз изучил уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он довольно очень, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения — обыденные звуковые колебания. Но если скопление газа мощное и прохладное, то тяготение одолевает газовое давление. Тогда скопление начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар — звезду. Критичные значения массы (Мj) и размера (Rj) облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься — коллапсировать, с того времени именуют джинсовскими.[1]
свойства главных состояний межзвездного газа
Тип газа
Год открытия
температура, К
Плотность, атом/см3
Мj в массах Солнца
Rj, пк
Теплый
Холодный
Жаркий
Прохладный
1921
1950
1970
1975
8000
80
3*105
10
0,25
40
0,002
1000
1*108
2*103
5*1011
4
2*103
7
2*105
0,3
Но во времена Джинса и даже еще позднее астрологи не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они находили дозвёздное вещество, физики в конце концов сообразили, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций дозволили разъяснить причину долгого свечения звёзд.
Еще Гершель нашел на фоне Млечного Пути черные провалы, которые он называл «дырами в небесах». В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США
Это предположение подтвердилось. Когда с облаком межзвездного газа либо снутри него нет пылающей звезды, газ остается прохладным и не сиять. Если б скопление содержало лишь газ, его могли бы и не увидеть. Но кроме газа в межзвездной среде в маленьком количестве (около 1% по массе) есть маленькие твердые частички – пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет дальних звезд. Поэтому-то прохладное скопление и кажется темным «провалом в небесах». Детализированное исследование Млечного Пути показало, что весьма нередко такие «провалы» встречаются в областях звездообразования, схожих туманности Ориона.
В 1946 г. южноамериканский астролог Барт Бок нашел на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите мелкие чёрные пятна, которые именовал глобулами. Размер их от 0,01 до 1пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в 10-ки и сотки раз. Это означает, что вещество глобул в тыщи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в границах от 0.01 до 100 масс Солнца.
Опосля открытия глобул возникло убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются конкретными предшественниками звезд. Но скоро стала тривиальной поспешность такового заключения.
Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвездной среде: с помощью их мы лицезреем только жаркие облака, нагретые громоздкими звездами (как туманность Ориона), либо мелкие черные глобулы на светлом фоне. И те, и остальные – достаточно редчайшие образования. Лишь сделанные в 50-е гг. радиотелескопы дозволили найти по исследованию в полосы 21 см атомарный водород, заполняющий практически все место меж звездами.
Это весьма разреженный газ: приблизительно один атом в кубическом сантиметре пространстве (по меркам земных лабораторий — высокий вакуум!) но так как размер Галактики громаден, в ней набирается около 8 миллиардов. солнечных масс межзвёздного газа, либо приблизительно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ наиболее чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и наименее 5% приходится на все другие элементы, самые обильные посреди которых — кислород, углерод и азот.
Межзвездного газа в особенности много поблизости плоскости Галактики. Практически весь он сосредоточен в слое шириной 600 световых лет и поперечником около 30 кпк, либо100 тыс. световых лет (это поперечник галактического диска). Да и в таком узком слое газ распределен неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные большие облака протяженностью в парсеки и даже в 10-ки парсек, а массой сотки и тыщи масс Солнца. Плотность газа в их порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около – 200 С. Оказалось, что критичные масса и радиус Джинса при таковых критериях совпадают с массой радиусом самих туч, а это означает, что готовы к коллапсу. Но основное открытие было еще впереди.
Астрологи подозревали, что при относительно высочайшей плотности и низкой температуре, царящей в межзвездных облаках, часть вещества обязана объединяться в молекулы. В этом случае важная часть межзвездной среды недосягаема наблюдениям в оптическом спектре.
Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников дозволили открыть главную молекулу межзвездной среды – молекулу водорода (Н2 ). А при наблюдении межзвездного места радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового спектра были обнаружены 10-ки остальных молекул, иногда достаточно сложных, содержащих до 13 атомов. В числе их молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.
Около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотки раз больше, чем у туч атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Конкретно при таковых критериях появляются неуравновешенные к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится вероятным формирование звёзд.
Большая часть молекулярных туч записанно лишь по радиоизлучению. Некие, вообщем, издавна известны астрологам, к примеру тёмная туманность Угольный Мешок, отлично видимая глазом в южной части Млечного Пути. Поперечник этого облака 12 пк, но оно смотрится огромным, так как удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс, тогда как у неких туч масса добивается миллиона солнечных, а размер 60 пк. В таковых циклопических молекулярных облаках (их в Галактике всего несколько тыщ) и размещаются главные очаги формирования звёзд.
Наиблежайшие к нам области звездообразования — это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше размещен большой комплекс туч в Орионе.
Молекулярные облака устроены существенно труднее, чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи молекулярное скопление покрыто толстым слоем атомарного газа, так как проникающее туда излучение звёзд разрушает хрупкие молекулы. Но находящаяся в внешнем слое пыль поглощает излучение, и поглубже, в тёмных недрах облака, газ практически на сто процентов состоит из молекул.
структура туч повсевременно меняется под действием обоюдных столкновений, нагрева звёздным излучением, давления межзвёздных магнитных полей. В различных частях облака плотность газа различается в тыщу раз (во столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (либо отдельной его части) становится так большенный, что гравитация преодолевает газовое давление, скопление начинает неудержимо коллапсировать. Размер его миниатюризируется все резвее и резвее, а плотность растёт. Маленькие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге скопление фрагментирует, т.е. распадается на части, любая из которых продолжает самостоятельное сжатие.
При коллапсе растут температура и давление газа, что препятствует предстоящему повышению плотности. Но пока скопление прозрачно для излучения, оно просто остывает и сжатие не прекращается. Огромную роль в предстоящем играет галлактическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвездного вещества, это весьма принципиальный его компонент. В черных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают ее в инфракрасное излучение, которое просто покидает скопление, унося избытки тепла. В конце концов из-за роста плотности отдельных фрагментов облака газ становится наименее прозрачным. Остывание затрудняется, и растущее давление останавливает кризис. В дальнейшем из всякого фрагмента появляется звезда, а все вкупе они составят группу юных звезд в недрах молекулярного облака.
Кризис плотность части облака в звезду, а почаще – в группу звезд длится несколько миллионов лет (сравнимо стремительно по галлактическим масштабам). Новорождённые звёзды разогревают окружающий газ, и под действием высочайшего давления остатки облака разлетаются. Конкретно этот шаг лицезреем в туманности Ориона. Но по соседству с ней длится формирование будущих поколений звезд. Для света эти области совсем непрозрачны и наблюдаются лишь при помощи инфракрасных и радиотелескопов.
Рождение звезды продолжается миллионы лет и укрыто от нас в недрах тёмных туч, так что этот процесс фактически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пробуют изучить его на теоретическом уровне, при помощи компьютерного моделирования. Перевоплощение фрагмента облака в звезду сопровождается огромным конфигурацией физических критерий: температура вещества растет приблизительно в 10б раз, а плотность — в 1020 раз. Колоссальные конфигурации всех черт формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии схожих конфигураций начальный объект уже не скопление, но ещё и не звезда. Потому его именуют протозвездой (от греч. «протос» — «1-ый»).
В общих чертах эволюцию протозвезды можно поделить на три шага, либо фазы. 1-ый шаг — обособление фрагмента облака и его уплотнение. Вослед за ним наступает шаг резвого сжатия. В его начале радиус протозвезды приблизительно в миллион раз больше солнечного. Она совсем непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит избытки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не увеличивается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит резвое сжатие, фактически свободное падение вещества к центру облака.
Но по мере сжатия протозвезда делается всё наименее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится фактически непрозрачной для собственного термического излучения. температура, а вкупе с ней и давление газа стремительно растут, сжатие замедляется.
Увеличение температуры вызывает значимые конфигурации параметров вещества. При температуре в несколько тыщ градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, т. е. разрушаются их электрические оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некое время задерживают рост температуры, но потом он возобновляется. Протозвезда стремительно добивается состояния, когда сила тяжести фактически уравновешена внутренним давлением газа. Но так как тепло всё же понемногу уходит наружу, а других источников энергии, не считая сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах всё возрастает.
В конце концов температура в центре протозвезды добивается нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при всем этом тепло на сто процентов компенсирует остывание протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.
Молекулярные облака, эти «фабрики по производству звезд», изготавливают звезды различных типов. Спектр масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых толикой до 100 масс Солнца, при этом мелкие звезды образуются существенно почаще, чем большие. В среднем в Галактике раз в год рождается приблизительно десяток звезд с общей массой около 5 масс Солнца.
большенный энтузиазм представляют не только лишь личные и кратные юные звезды, но их коллективы. Юные звезды сконцентрированы поблизости экваториальной плоскости Галактики, что совершенно не умопомрачительно: конкретно там находиться слой межзвездного газа. На нашем небосклоне юные звезды большенный светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если черной летней ночкой пристально поглядеть на небо, можно увидеть, что в Млечном Пути выделятся отдельные «звездные облака». Как они настоящи и какую степень в эволюции вещества отражают? Эти необъятные группировки юных звезд получили заглавие звездные комплексы. Их соответствующие размеры – несколько сот парсек.
Исторически первым были обнаружены и изучены наиболее малогабаритные группы юных звезд – рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнимо плотные группы из нескольких сот либо тыщ звезд, связанных обоюдной гравитацией, удачно противостоят разрушающему воздействию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: праотцами таковых скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных туч. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звезды.
Ассоциации недолговечны: через 20 – 30 млн. лет они расширяются до размера наиболее 100 пк и их уже нереально выделить посреди звезд фона. Это делает иллюзию, что ассоциации – редчайшие группировки звезд. В реальности они появляются не пореже скоплений, просто разрушаются резвее.
Огромную часть собственной жизни звезда находится на так именуемой главной последовательности диаграммы цвет – светимость. Все другие стадии эволюции звезды до образования малогабаритного остатка занимают не наиболее 10% от этого времени. Конкретно потому большая часть звёзд, наблюдаемых в нашей Галактике, — умеренные красноватые лилипуты с массой Солнца либо меньше. Предстоящая судьба звезды на сто процентов определяется её массой.
Каковой же будет срок жизни звезды? По другому говоря, сколько времени она проведёт на главной последовательности? Ответить на данный вопросец не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звёзд главной последовательности это термоядерные реакции перевоплощения водорода в гелий.
Звёзды с массой больше солнечной живут еще меньше Солнца, а время жизни самых мощных звёзд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звёзд время жизни сопоставимо либо даже превосходит возраст Вселенной (около 15 миллиардов. лет).
сейчас мы подошли к основному вопросцу: во что преобразуются звёзды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звёзды разной массы приходят в итоге к одному из трёх состояний: белоснежные лилипуты, нейтронные звёзды либо чёрные дыры.
Белоснежные лилипуты
Опосля «выгорания» термоядерного горючего в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится так высочайшей, что характеристики газа абсолютно изменяются. Схожий газ именуется вырожденным, а звёзды, из него состоящие, — вырожденными звёздами ‘
Опосля образования вырожденного ядра термоядерное горение длится в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При всем этом звезда перебегает в область бардовых гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла. Оболочка красноватого гиганта добивается колоссальных размеров — в сотки радиусов Солнца — и за время порядка 10—100 тыс. лет рассеивается в место. Сброшенная оболочка время от времени видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро равномерно остывает и преобразуется в белоснежный лилипут, в каком силам гравитации противоборствует давление вырожденного электрического газа, обеспечивая тем устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белоснежного лилипута составляет всего несколько тыщ км. Средняя плотность вещества в нём нередко превосходит 109 кг/м3 (тонну на кубический сантиметр!).
Ядерные реакции снутри белоснежного лилипута не идут, а свечение происходит за счёт неспешного остывания. Главный припас термический энергии белоснежного лилипута содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кельвинов образуют кристаллическую решётку. Образно говоря, белоснежные лилипуты — это жаркие огромные кристаллы.
Нейтронные звёзды
Большая часть нейтронных звёзд появляется при коллапсе ядер звёзд массой наиболее 10 солнечных. Их рождение сопровождается потрясающим небесным явлением — вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в обычной галактике происходят приблизительно раз в 25 лет, просто вычислить, что за время существования нашей Галактики (10 — 15 миллиардов. лет) в ней обязано было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звёзд! Как они должны проявлять себя?
Юные нейтронные звёзды стремительно вращаются (периоды их вращения измеряются миллисекундами!) и владеют мощным магнитным полем. Вращение вкупе с магнитным полем делают массивные электронные поля, которые вырывают заряженные частички из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до весьма больших энергий (см. статью «Необыкновенные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры»). Эти частички | источают радиоволны.
С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электронный потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При неком его значении заряженные частички перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, потому работающих пульсаров в Галактике обязано быть несколько сот тыщ (один на 1500 звёзд соответственной массы). В истинное время наблюдается приблизительно 700 пульсаров.
Как и для белоснежных карликов, для нейтронных звёзд существует максимально вероятная масса (она носит заглавие предела Оппенгеймера — Волкова). Но строение материи при настолько больших плотностях понятно плохо. Потому предел Оппенгеймера — Волкова буквально не установлен, его величина зависит от изготовленных догадок о типе и содействии частиц снутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превосходит трёх масс Солнца.
Если масса нейтронной звезды превосходит это стремительно коллапсирует. Так появляется чёрная дыра.
Ч
ерные дыры
термин «чёрная дыра» был очень успешно введён в науку южноамериканским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как понятно, для того чтоб преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом К, частичка на поверхности обязана приобрести вторую галлактическую скорость vii =
где G — неизменная тяготения Ньютона. Если при неизменной массе радиус миниатюризируется, то эта скорость растет и может достигнуть скорости света (с) — предельной скорости для всех физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GМ/c2. Это так именуемый гравитационный радиус — Rg. Так как информация может передаваться не наиболее чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как молвят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдающего.
На довольно огромных расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обыденное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в классическом осознании у чёрных дыр быть не может. Умопомрачительно, но самые «экзотичные» исходя из убеждений образования и физических проявлений галлактические объекты — чёрные дыры — устроены еще проще, чем обыденные звёзды либо планетки. У их нет хим состава, их строение не соединено с разными типами взаимодействия вещества — они описываются лишь уравнениями гравитации Эйнштейна. Не считая массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электронным зарядом.
Но если чёрные дыры не светят, то как можно судить о действительности этих объектов во Вселенной? Единственный путь — следить действие их гравитационного поля на остальные тела.
Имеются косвенные подтверждения существования чёрных дыр наиболее чем в 10 тесноватых двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого молвят, во-1-х, отсутствие узнаваемых проявлений твёрдой поверхности, соответствующих для рентгеновского пульсара либо рентгеновского барстера (к примеру, повторяющихся импульсов в излучении), и, во вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).
Крайние заслуги рентгеновской астрономии разрешают изучить рентгеновское излучение весьма резвой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии возникла возможность регистрации весьма слабеньких потоков света. Всё это даёт надежду, что сначала XXI в. будет получено прямое подтверждение существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А может быть, обнаружение чёрных дыр будет соединено с совсем новеньким направлением звёздной науки — гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые сенсоры, которые дозволят регистрировать необыкновенно слабенькие гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Быстрее всего, 1-ые обнаруженные таковым способом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за утрат энергии орбитального движения на гравитационное излучение.
Заключение
Каких бы высот не достигнула наука и техника будущих веков, почти все фундаментальные открытия останутся наградой века сегодняшнего. Лишь один раз можно открыть мир галактик, найти расширение Вселенной и реликтовое излучение, оставшееся нам в наследие от прошедших времён, когда в природе ещё не было звёзд, выяснить примерный возраст Солнца и остальных звёзд, убедиться в существовании протозвёзд, вырожденных и нейтронных звёзд, чёрных дыр, найти планетки у остальных звёзд, выяснить о странноватых свойствах пульсаров, активных ядер галактик… И всё это было изготовлено за крайние десятилетия.
В истинное время живёт практически 1-ое поколение людей, которое понимает, каково расстояние до самых далёких наблюдаемых объектов, как они эволюционируют и какой возраст могут иметь. Это не значит, что будущим поколениям осталось лишь уточнять детали. Нет, чем больше мы знаем, тем почаще соприкасаемся с Неведомым, так что число заморочек, требующих решения, не миниатюризируется. к примеру, до сего времени практически ничего не понятно о материи, которая не испускает либо практически не испускает никаких электромагнитных волн и поэтому не воспринимается современными устройствами, хотя её, по неким данным, обязано быть во Вселенной даже больше, чем «видимой» материи. Мы практически ничего не знаем о планетках поблизости остальных звёзд, плохо представляем для себя природу почти всех наблюдаемых явлений. Астрономии XXI в., по-видимому, предстоит освоить новейшие «окна во Вселенную — нейтринное и гравитационное излучение. Может быть, что будут обнаружены и остальные, неведомые пока виды излучения.
Наверняка, стоит упомянуть ещё одну делему, которая тревожит почти всех. При каких критериях на планетках может быть зарождение жизни, как нередко это происходит и как окружающий Космос влияет на развитие {живых} организмов? Может быть, уже будущий век даст ответы и на эти вопросцы.
Перспективы развития астрономии соединены со строительством новейших циклопических обсерваторий, часть из которых расположится на Земле, остальные — в мироздании. Лишь в мироздании может быть обеспечить всеволновые наблюдения, исключить помехи, ограничивающие наземные исследования, сделать телескопы с разрешением в миллиардные толики угловой секунды.
Астрономия — не изолированная наука, она тесновато связана с иными областями познания, и до этого всего — с физикой, ведь законы физики справедливы не только лишь на Земле, да и за её пределами. Потому разъяснения явлений, протекающих в галлактическом пространстве, разрабатываются на базе физики. С иной стороны, и сама физика развивается, используя астрономические данные. Нет ни одной базовой физической теории, которая не прошла бы либо не проходила в истинное время проверку астрономическими наблюдениями.
Астрономия — это такое поле приложения человечьих сил и интересов, которое может увлечь хоть какого: и мечтателя, и деятеля, и физика, и лирика. Вот оно над вами — вечное звёздное небо, преисполненное несказанной красы и высочайшей потаенны. Оно открыто всем и награждает верных, наполняя их жизнь светом и смыслом.
Перечень литературы
1) Энциклопедия для малышей. Т. 8. Астрономия. – 2-е изд., Э68 испр. / Гл. ред. М. Д. Аксенова. – М.: Аванта+, 2000. – 688 с.: ил.
2) Б. А. Воронцов-Вельяминов. Учебник Астрономия. – М.: Просвещение, 1979.
[1]
Энциклопедия Астрономия стр.608
]]>