Учебная работа. Доклад: Белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры

Учебная работа. Доклад: Белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры

Белоснежные лилипуты — конечная стадия звездной эволюции опосля исчерпания термоядерных источников энергии звезд средней и малой массы. Они представляют собой весьма плотные жаркие звезды малых размеров из вырожденного газа. Ядерные реакции снутри белоснежного лилипута не идут, а свечение происходит за счет неспешного остывания. Масса белоснежных карликов не может превосходить некого значения — это так именуемый предел Чандрасекара, равны приблизительно 1,4 массы Солнца.

солнце в дальнейшем — это белоснежный лилипут.

Потрясающее, но очень редчайшее небесное явление, которое запечатлено в почти всех исторических летописях различных народов — это вспышка сверхновой звезды, которую время от времени было видно даже деньком.

Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. В максимуме собственного блеска она быть может настолько же броской, как другие сотки млрд звезд галактики вкупе взятые.

Как в первый раз представили в 30-е годы XX века Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, в итоге взрыва сверхновой появляется сверхплотная нейтронная звезда. Эта догадка подтвердилась опосля открытия в 60-х годах пульсара — быстровращающейся нейтронной звезды в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он появился на месте вспышки сверхновой 1054 года.

Нейтронная звезда — это конечное состояние эволюции звезд массой наиболее 10 солнечных. Она представляет собой весьма экзотичный галлактический объект. Ее радиус — всего 10-20 км, а масса в 1,5-2 раза больше солнечной. Очень вероятная масса нейтронной звезды носит заглавие предела Оппенгеймера-Волкова, который в любом случае не больше 3-х масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это предельное стремительно коллапсирует. Так появляется темная дыра.

Темная дыра — галлактический объект, который появляется при неограниченном гравитационном сжатии (гравитационном коллапсе) мощных галлактических тел. Существование этих объектов предвещает общая теория относительности. Сам термин «темная дыра» введен в науку южноамериканским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды.

Темные дыры образуются в итоге коллапса циклопических нейтронных звезд массой наиболее 3 масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется все посильнее и посильнее. В конце концов звезда сжимается до таковой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого обязана сжаться звезда, чтоб перевоплотиться в черную дыру, именуется гравитационным радиусом. Для мощных звезд он составляет несколько 10-ов км.

Так как темные дыры не светят, то единственный путь судить о их — это следить действие их гравитационного поля на остальные тела.

Имеются косвенные подтверждения существования темных дыр наиболее чем в 10 тесноватых двойных рентгеновских звездах. В пользу этого молвят, во-1-х, отсутствие узнаваемых проявлений жесткой поверхности, соответствующих для рентгеновского пульсара либо рентгеновского барстера, и, во-2-х, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше 3 масс Солнца). Один из более возможных кандидатов в темные дыры — это яркий источник рентгеновских лучей в созвездии Лебедя — Лебедь Х-1.

]]>