Особенности теории конца жизни звезд

Размещено на http://www.allbest.ru/

Оглавление

Введение

1. Общая характеристика звезд

1.1 Параметры звезд и их характеристики

1.2 Блеск звезд как характеристика

1.3 Расстояние до звезды

1.4 Светимость как характеристика

1.5 Цвет и температура звезд

1.6 Спектральная характеристика звезд

1.7 Размер звезды и масса как характеристики

2. Особенности теории конца жизни звезд

2.1 Общие

2.2 Белые карлики

2.3 Нейтронные звезды

2.4 Черные дыры

Заключение

Список использованных источников и литературы

Введение

звезда спектр пульсар

Звезды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идет 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число звезд, видимых невооруженным глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звезд.

Целью данной работы является изучение характеристики и теорий конца жизни звезд.

Задачи работы:

Изучить литературу по вопросу работы.

Проанализировать основные характеристики звезд.

Рассмотреть теории конца жизни звезд.

1. Общая характеристика звезд

1.1 Параметры звезд и их характеристики

Основные характеристики звезды - масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звездная величина (т.е. звездная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звездных величин, определенных в двух разных спектральных областях).

Звездный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звезды в миллионы раз больше (по объему) и ярче Солнца (звезды-гиганты); в то же время имеется множество звезд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звезды-карлики). Разнообразны и светимости звезд; так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звезды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звезд в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды.

У некоторых типов звезд блеск периодически изменяется; такие звезды называются переменными звездами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звездах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается до небольших размеров. Еще большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звезд. Изучение спектров звезд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звезд, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле. В звезде преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звездной энергии.

Солнце по всем признакам является рядовой звездой. Имеются все основания предполагать, что многие звезды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока еще не удается непосредственно увидеть такие спутники звезд даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчеты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А.Н. Дейч и другие установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других, близких к Солнцу звезд. Наша планетная система не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие звезды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

Звезды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звезды называются двойными звездами. Встречаются также тройные и кратные системы звезд. Взаимное расположение звезд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звезды образуют в пространстве огромные звездные системы - галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. звезд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звезды группируются в звездные скопления, звездные ассоциации и другие образования. Звезды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звездная астрономия, рассматривающая звезды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в звездах, их излучение, строение, эволюция.

1.2 Блеск звезд как характеристика

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звезд. Видимый блеск звезд оценивают в звездных величинах. Исторически сложившаяся система звездных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звездам, а 6-ю - самым слабым, находящимся на пределе видимости невооруженным глазом. Впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звездных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звездных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звездную величину означает, что звезда ярче другой в 2,512 раза. Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звездные величины обозначают индексом т (от лат. magnitude - "величина"), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2,3^m.

Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звездные величины. Так, полная Луна имеет блеск около -11^m (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды - Сириуса), Венера - до -4^m. С изобретением телескопа астрономы познакомились со звездами слабее б"1. Даже в бинокль могут быть видны звезды 10^m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29^m. Видимый блеск - легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды - светимость, надо знать расстояние до нее.

1.3 Расстояние до звезды

Расстояние до далекого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звезд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далеких звезд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксам.

Из геометрических соображений ясно, что он в точности равен тому углу, под которым были бы видны эти две точки земной орбиты со стороны звезды, и зависит как от расстояния между точками, так и от их ориентации в пространстве. Годичным параллаксам звезды называется угол, под которым с нее был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду. Параллаксы даже самых близких звезд чрезвычайно малы, меньше I". Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно). С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек (сокращение от "параллакс" и "секунда"). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно I". Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом I". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до нее простой формулой:

r=1/p

где г - расстояние в парсеках,

p - годичный параллакс в секундах.

Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн. километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года. Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звезд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удается сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путем, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звезд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далекой переменной звезды и ее видимую звездную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звезд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звезд и звездных систем.

1.4 Светимость как характеристика

Когда были измерены расстояния до ярких звезд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (L® = 4*10^26 Вт) принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырех ярчайших звезд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:

Сириус 22 L®.

Канопус 4700 L@.

Арктур 107 L®.

Вега 50 L®.

Это, однако, не означает, что Солнце очень "бледно" выглядит по сравнению с остальными звездами. Его светимость в звездном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звезд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две - Сириус и Процион - имеют более высокую светимость, чем Солнце, и еще одна - а Центавра - лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звезды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. Интервал светимостей наблюдаемых звезд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз.

1.5 Цвет и температура звезд

Одна из легко измеряемых звездных характеристик - цвет. Как раскаленный металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на ее температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой - один кельвин (1 К) - тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С). Самые горячие звезды - всегда голубого и белого цвета, менее горячие - желтоватого, холодные - красноватого. Но даже наиболее холодные звезды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов - горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приемники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звездных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и желтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить ее температуру.

1.6 Спектральная характеристика звезд

Более полную информацию о природе излучения звезд дает спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства - дифракционной решетки - раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое - красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить ее температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные темные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звездах самых легких элементов - водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу ее спектра. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звезд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звезд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звезд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).

Вначале XX в. в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звезд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, A, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура звезд и меняется их цвет - от голубого к красному.

Звезды, относящиеся к классам О, В и А, называют горячими или ранними, F и G - солнечными, К и М - холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделен еще на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от О до 9, которые ставятся после буквы. Таким образом, получается плавная последовательность подклассов. Например, за подклассом G9 следует КО и т. д. "Спектральные паспорта" звезд выглядят следующим образом:

Солнце G2.

Сириус А1.

Канопус FO.

Арктур К2.

Вега АО.

Ригель В8.

Денеб А2.

Альтаир А7.

Бетельгейзе М2.

Полярная F8.

1.7 Размер звезды и масса как характеристики

Звезды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звезд, по очереди "перекрывая" идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет ее не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии ее Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить ее истинные (линейные) размеры.

Но лишь небольшая часть звезд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звездных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далеких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором - оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоемки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок ее полной светимости (L) во всем оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R^2*T^4. Измерения показали, что самые маленькие звезды, наблюдаемые в оптических лучах, - так называемые белые карлики - имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных - красных сверхгигантов - таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри нее.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в ее центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности ее жизненного пути. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звезд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость не линейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звездам.) Таким образом, по массе звезды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз). Анализируя важнейшие характеристики звезд, сопоставляя их друг с другом, ученые смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звезды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.

2. Особенности теории конца жизни звезд

2.1 Общие

По современным представлениям, первичное вещество во Вселенной, образовавшееся в "первые три минуты" после Большого Взрыва, примерно на три четверти состояло из водорода, на одну четверть из гелия и ничтожную примесь составляли дейтерий и литий. Только через несколько миллиардов лет из первичных возмущений стали конденсироваться галактики и звезды. Сейчас нет сомнения, что основная часть барионного вещества во Вселенной (то есть вещества, основную массу которого составляют протоны и нейтроны) сосредоточена именно в звездах.

Чтобы понять, во что превращаются звезды в конце жизни, следует сделать экскурс в наши представления о внутреннем строении звезд. По сути дела, любое устойчивое небесное тело представляет собой равновесную конфигурацию, в которой действие гравитации, стремящейся сжать вещество, уравновешено противодействием сил деления, возникающего в веществе при гравитационном сжатии. Физическая природа сил давления различается у разных небесных тел. Так, у большей части светящихся звезд это просто давление горячего идеального газа, ( - плотность, - температура газа). У небольшой части самых массивных звезд определяющую роль начинает играть давление излучения (фотонного газа), пропорциональное .

Напротив, в очень плотных звездных остатках (белых карликах, нейтронных звездах), силам гравитации противостоит давление вырожденного вещества, которое вообще не зависит от температуры и определяется только плотностью. Рост плотности и температуры в сжимающемся облаке газа (протозвезде) происходит до начала термоядерных реакций горения водорода в гелий (например, в центре Солнца температура около 14 млн. Кельвинов и плотность более 100 г в кубическом см). Звезда при этом находится на так называемой "главной последовательности" диаграммы Герцшпрунга - Рессела (диаграмма цвет (или спектральный класс) - светимость). Дальнейшая судьба звезды определяется практически только ее массой.

Как долго звезда находится на главной последовательности? Ответить на этот вопрос совсем нетрудно, если знать механизм энерговыделения в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции, а значит, как известно из ядерной физики, на каждый грамм вещества выделяется около 0.1% энергии покоя. Стало быть полный запас термоядерной энергии в звезде есть просто , где - масса ядра звезды, в котором условия пригодны для термоядерных реакций, а км/с - скорость света. Зная скорость потери энергии звездой (ее светимость) (для Солнца это Вт) и учтя наблюдательный факт, что светимость звезды в хорошем приближении пропорциональна, по крайней мере, кубу ее массы, получаем замечательное соотношение: (время превращения водорода в гелий = 10 млрд. лет/(масса звезды, выраженная в массах Солнца)). Эта формула показывает, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд сотавляет "всего" несколько млн. лет!

Масса звезды - главный параметр ее эволюции, поэтому уместно рассмотреть результаты эволюции звезды в зависимости от ее начальной массы. Для звезд разной массы результаты эволюции кардинально различны. Белые карлики были открыты в 1914 г. американским астрономом Адамсом, который при анализе спектра слабого спутника Сируса (звезда Сириус В) обнаружил, что эта звезда имеет очень высокую температуру, близкую к температуре самого Сириуса. Адамс заключил, что поскольку светимость Сириуса В в 300000 раз меньше светимости Сириуса, то при массе примерно равной солнечной он должен иметь "маленькие" по звездным меркам размеры - всего около 6000 км! В то время никто не мог понять, откуда берутся такие звезды. Только после создания квантовой механики в начале 30-х годов была выяснена природа этих объектов. Теперь перейдем к современному представлению об образовании белых карликов.

2.2 Белые карлики

Если масса звезды в начале эволюции не превосходила примерно 10 солнечных, термоядерные горение в ядре останавливаются на гелии, углероде, кислороде, неоне или магнии (в зависимости от массы). Далее физические условия в ядре становятся совсем необычными - при высокой плотности порядка 1 млн. грамм в кубическом см температуры в 10-50 млн. Кельвинов оказывается недостаточно, чтобы считать газ идеальным (т.е. таким, чтобы можно было пренебречь эффектами взаимодействия частиц). При такой плотной "упаковке" частиц начинают сказываться квантово-механические эффекты. Во-первых, в соответствии с принципом Паули для частиц с полуцелым спином (например, электрона или нейтрона), в одном и том же состоянии могут находиться только две тождественные частицы с противоположно направленными спинами. Во-вторых, согласно принципу неопределенности Гайзенберга, чем меньше пространственная область локализации частицы, тем больше ее импульс.

Следовательно, при сжатии ионизованного газа все "вакантные" места в пространстве координат и импульсов электронов постепенно "заполняются" и при некоторой плотности наступает момент, когда добавление нового электрона в элемент объема вызывает гигантское противодействие. Это и есть давление вырожденного газа. Ясно, что оно никак не зависит от температуры вещества - меры хаотического движения частиц - а определяется только плотностью и постоянными квантово-механического взаимодействия (постоянной Планка, массой электрона и скоростью света). Переход ядра звезды в вырожденное состояние и является главной физической причиной различия эволюции звезд разной массы. После образования вырожденного ядра звезды термоядерное горение продолжается в слоевом источнике вблизи ядра (при этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела). Оболочка красного гиганта достигает гигантских размеров в тысячи радиусов Солнца и за время порядка 10-100 тысяч лет рассеивается в пространство. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик - звезду, в которой силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа. При массе около солнечной радиус белого карлика всего несколько тысяч км. Средняя плотность вещества в нем свыше 106 г в кубическом см. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение целиком связано с его медленным остыванием

Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тысяч Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается, и звезда перестает быть "белой" (по цвету) - это скорее "бурый" или "коричневый" карлик. Если такой остаток звезды одиночный, с ним уже ничего не происходит. Однако если он находится в паре с другой звездой, возможна "вторая жизнь" белого карлика. Одно из самых замечательных свойсты белых карликов - наличие предельной массы (так называемый "предел Чандрасекара" - по имени великого американского астрофизика XX в. С. Чандрасекара, который один из первых построил физическую теорию белых карликов и правильно объяснил наблюдаемые свойства этих звезд).

Этот предел определяется только мировыми постоянными и химическим составом вещества белого карлика (точнее, числом электронов, приходящихся на один протон или нейтрон) и численно равен примерно 1.4 масс Солнца. При превышении предельной массы давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды наступает катастрофическое сжатие белого карлика (говорят, что наступает коллапс). При повышении плотности в ходе коллапса протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (так называемая нейтронизация вещества), а освобождаемая гравитационная энергия уносится в основном нейтрино. Чем заканчивается этот процесс? В настоящее время полагают, что коллапс может либо "остановиться" при достижении плотностей порядка грамм/см3 когда нейтроны сами становятся вырожденными - и тогда образуется нейтронная звезда, - либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик и коллапс по сути дела превращается во взрыв без образования остатка.

2.3 Нейтронные звезды

Существование нейтронных звезд - звезд, состоящих из вырожденных нейтронов - предсказывалось теоретиками еще в 30-х годах (первым это понял физик-теоретик Лев Ландау). Согласно теории, такие звезды должны были при массе Солнца обладать ничтожными размерами - около 10 км, то есть плотность вещества в их центре достигала плотности атомного ядра - грамм/см3. Уже в 1934 г. Бааде и Цвикки предположил, что нейтронные звезды образуются во время вспышек Сверхновых. Должно было пройти свыше 30 лет, чтобы нейтронные звезды были обнаружены как реальные объекты в нашей Галактике - в конце 1967 г. английскими радиоастрономами были открыты первые пульсары и немедленно Т. Голд высказал предположение что пульсары и есть быстровращающиеся нейтронные звезды. Большинство нейтронных звезд образуется при коллапсе железных ядер звезд с массами более 10 солнечных.

Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением - вспышкой Сверхновой звезды. Зная из наблюдений частоту вспышек Сверхновых II типа (примерно раз в 25 лет), легко получаем, что за время существования Галактики (около 15 млрд. лет) должно было образоваться несколько сотен млн. нейтронных звезд. Молодые быстровращающиеся (с периодами вращения от нескольких миллисекунд до секунды) нейтронные звезды наблюдаются как радиопульсары. Одного быстрого вращения, однако, недостаточно для излучения энергии - требуется еще наличие магнитного поля. В этом состоит основная идея пульсара: вращение+магнитное поле нейтронной звезды приводят к появлению мощных электрических полей, которые вырывают заряженные частицы из твердой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Ускоренные частицы излучают в магнитном поле и порождают кванты жесткого электромагнитного излучения. В результате сложных электродинамических процессов небольшая часть энергии превращается в радиоволны, которые и наблюдаются от пульсаров. Ускоренные частицы, вырываемые с нейтронной звезды, уносят энергию вращения и поэтому период вращения пульсаров увеличивается - нейтронная звезда "тормозится" собственным излучением.

Этот наблюдаемый факт прекрасно подтвердил теоретические представления и позволил оценить величину требуемого магнитного поля - оказалось, что типичная напряженность магнитного поля на поверхности пульсаров достигает невероятных для земных условий значений - Гаусс. При торможении нейтронной звезды, создаваемый магнитным полем электрический потенциал падает и при некотором значении заряженные частицы перестают рождаться и пульсар "умирает". Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому "действующих" пульсаров в Галактике несколько сотен тысяч (в настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров). Если нейтронная звезда входит в состав тесной двойной системы, ее наблюдательные проявления становятся другими. Приливные силы со стороны нейтронной звезды могут срывать вещество с поверхности звезды - соседа (если это обычная звезда главной последовательности или гигант).

Это вещество падает на поверхность нейтронной звезды, нагревается до миллионов градусов и выделяет при этом колоссальную энергию, в основном в жестком ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах электромагнитного спектра. Если магнитное поле нейтронной звезды значительно, оно направляет движение газа, а так как звезда вращается, то для земного наблюдателя появляется пульсирующее рентгеновское излучение - рентгеновский пульсар. Такие объекты были открыты в 1972 году и сейчас их известно около 30. Если магнитное поле нейтронной звезды невелико, оно не оказывает сопротивления растеканию падающего вещества по поверхности нейтронной звезды. Вещество накапливается на поверхности и при повышении плотности и температуры происходит термоядерный взрыв. При этом наблюдается явление рентгеновского барстера, или вспыхивающего рентгеновского источника (эта ситуация похожа на белый карлик в двойной системе с перетеканием вещества и связанное с этим явление Новых звезд). Рентгеновских источников с нейтронными звездами известно в Галактике около 100. Остается вопрос: как проявляют себя подавляющее большинство старых нейтронных звезд Галактики?

К сожалению, прямые наблюдения нейтронных звезд в оптическом или ультрафиолетовом диапазонах почти невозможны - из-за малой площади поверхности их светимость даже при температуре в сотни тысяч Кельвинов оказывается чрезвычайно слабой. Окончательного ответа на этот вопрос пока нет. Возможно, загадочные космические гамма-всплески связаны с этим невидимым в других областях спектра населением Галактики. Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельная масса (она носит название предела Оппенгеймера-Волкова).

Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо - по-видимому, внутренние части нейтронной звезды представляю собой сверхтекучую сверхпроводящую жидкость, состоящую из протонов, нейтронов, пионов и, возможно, даже кварков. Такое состояние вещества нельзя получить в земных условиях, поэтому нейтронные звезды остаются одной из уникальнейших космических лабораторий для исследования материи в экстремальных состояниях. Из-за этих неопределенностей предел Оппенгеймера-Волкова точно неизвестен, он зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Однако почти наверняка он не превышает 3 масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации и звезда "уходит" под горизонт событий для удаленного наблюдателя - образуется черная дыра.

2.4 Черные дыры

Термин "черная дыра" был весьма удачно введен в науку Джоном Уиллером в 1968 для обозначения "застывшей", сколлапсировавшей звезды. Рассмотрим, что происходит при сжатии шара с массой и радиусом . Хорошо известно, что для того, чтобы преодолеть силу притяжения такой массы, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость , где - постоянная тяготения Ньютона. Ясно, что при уменьшении радиуса при постоянной массе эта скорость возрастает и может достичь скорости света - предельной скорости, с которой могут двигаться любые физические объекты. Это наступает когда радиус тела становится равным. Численно этот радиус, называемый гравитационным радиусом, равен примерно 3 км для массы Солнца.

Если установить на поверхности шара часы, испускающие периодический сигнал, то при сжатии шара период колебаний для далекого наблюдателя начинает возрастать, сигнал приходит все реже и реже (хотя в системе отсчета самих часов ровным счетом ничего не происходит!) и наконец, при приближении к гравитационному радиусу время ожидания следующего сигнал асимптотически стремится к бесконечности.

Поскольку любая информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело как бы уходит за горизонт событий для далекого наблюдателя. Что происходит с веществом коллапсирующего тела? Его плотность увеличивается, но все время остается конечной, а момент прохождения гравитационного радиуса никак не выделен. Аналогично можно рассмотреть, как меняется длина волны принимаемого излучения, ведь свет - это колебания электромагнитного поля. Значит, при коллапсе длина волны света (период колебаний!) возрастают (свет "краснеет"), энергия принимаемых фотонов, обратно пропорциональная длине волны, уменьшается и стремится к нулю по мере достижения телом гравитационного радиуса. Итак, если в начале коллапса имелась светящаяся звезда, то для наблюдателя она постепенно "краснеет" и затухает. Остается масса, создающая гравтационное поле. На достаточно больших расстояниях от черной дыры ее гравитационное поле неотличимо от гравитационного поля любого тела той же массы.

Оказывается, что кроме массы черная дыра может еще характеризоваться моментом вращения и электрическим зарядом. Магнитного поля ученых дыр быть не может. Удивительно, но самые "экзотические" с точки зрения образования и проявления космические объекты - черные дыры - устроены гораздо проще, чем самые обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества - они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Но если черные дыры "не светят", то, как же можно судить о реальности этих объектов в Галактике и во Вселенной? На этот фундаментальный вопрос есть только один ответ: изучая особенности гравитационного поля в очень компактных областях пространства.

Например, для этого надо "поискать" черные дыры в окружении вещества и изучая движение этого вещества делать заключение об особенностях гравитационного поля. К счастью, такая ситуация в Галактике может быть реализована в тесных двойных звездах. Как мы упоминали, приливные силы в тесной системе могут срывать вещество с нормальной звезды. Вещество, притягиваясь к черной дыре, закручивается в вихрь (так называемый аккреционный диск) вокруг притягивающей массы. Если в центре находится черная дыра, то изучая рентгеновское излучение, идущее из внутренних, самых близких и самых горячих частей диска, можно судить о свойствах пространства-времени вблизи черной дыры. В настоящее время существуют косвенные доказательства существования черных дыр в 11 тесных двойных рентгеновских звездах. Наиболее известные "кандидаты" - источники Лебедь Х-1, Лебедь Х-3, а также рентгеновские Новые. Основные аргументы в пользу существования черных дыр в этих системах сводятся:

к отсутствию известных проявлений "твердой поверхности" и эффектов магнитного поля при аккреции вещества - не наблюдаются явления типа рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера,

к большой массе невидимого компонента двойной системы, больше 3 масс Солнца (напомним, что это верхняя граница предела Оппенгеймера-Волкова для массы нейтронной звезды, получаемая в рамках общей теории относительности Эйнштейна).

Последние достижения рентгеновской астрономии (особенно возможность исследования миллисекундной переменности рентгеновского излучения), новые возможности оптических телескопов для регистрации очень слабых потоков света дают надежду, что твердое доказательство существования черных дыр звездной массы в Галактике будет получено в течение ближайших 5-10 лет. Но очень вероятно, что "открытие" черных дыр будет связано совершенно с новым, еще только развивающимся направлением астрономии - гравитационно-волновой астрономией. Первые гравитационно-волновые детекторы, способные, как предполагают их разработчики, регистрировать необычайно слабые гравитационные волны, будут введены в действие уже к 2000 году. Есть большая вероятность, что первые обнаруженные этими детекторами космические источники окажутся двойными черными дырами, сливающимимся из-за потерь орбитальной энергии на гравитационное излучение.

Заключение

Звезда - это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами тяготения. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Главными факторами, определяющими свойства звезды, являются ее масса, химический состав и возраст. Звезды должны меняться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство.

Список использованных источников и литературы

1. Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалактика. -3-е изд. - М.: Наука, 1991.

2. Астрономия: Учебное пособие. - М., 1992.

3. Засов А.В., Кононович Э.В. Астрономия: Учебник для 11 класса общеобразовательных учреждений. 3-е изд. - М.: Просвещение, АО «Московские учебники», 2001.

4. Зигель Ф.Ю. Астрономия в ее развитии: Книга для учащихся 8-10 классов средней школы. - М.: Просвещение, 1998.

5. Кащенко И.А. Карты звездного неба. - М., 1986.

6. Моше Д. Астрономия: Книга для учащихся. Перевод с английского / Под редакцией А.А. Гурштейна. - М.: Просвещение, 1985.

7. Советский энциклопедический словарь. - М., 2004.

8. Струве О., Б. Линдс, Э. Пилланс. Элементарная астрономия. 2-е изд. - М.: Наука 1967.

9. Энциклопедия для детей. Астрономия. - СПб., 1996.

Размещено на Allbest.ru