Что такое звёзды

последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному

периоду.

Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с

периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или

несколько дней.

Спектрально-двойственные звёзды.

С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий

вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой

слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений

одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной

звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи

телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с

помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально-

двойственные. Не все двойные звёзды являются спектральными. Два компонента

двойных звёзд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звёзды встречаются в

основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение

двойных и одинарных звёзд. Если действовать методом вычитания и из всего

звёздного населения вычесть число идентифицированных двойных звёзд, можно

сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть

ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Для определения

двойственности звёзд надо идентифицировать их основные характеристики. Для

этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить

двойные звёзды. Например, визуально-двойные звёзды не всегда можно увидеть

на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между

компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать

фотометрические и спектрально-двойственные звёзды, их блеск должен быть

достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного

измерения длины волн в спектральных линиях.

Число звёзд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так

велико. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные

звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.

НОВЫЕ ЗВЁДЫ.

Переменные взрывные звёзды состоят из белого карлика и звезды Главной

последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный

гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько

часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они

тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления.

С середины XIX века учёные фиксируют на оптической полосе переменных

взрывных звёзд преобладание фиолетового цвета в определённое время, это

явление совпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу

звёзды разделили на несколько групп.

Классические новые звёзды.

Классические новые звёзды отличаются от переменных взрывных тем, что их

оптические вспышки не имеют повторяющегося характера. Амплитуда кривой их

блеска выражена чётче, и подъём к максимальной точке происходит значительно

быстрее. Обычно они достигают максимального блеска за несколько часов, за

этот период времени новая звезда приобретает звёздную величину равную

примерно 12, то есть световой поток увеличивается на 60000 единиц.

Чем медленнее происходит процесс подъёма к максимуму, тем менее заметно и

изменение блеска. Новая звезда недолго остаётся в положении «максимум»,

обычно этот период занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев.

Затем блеск начинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до

обычного уровня. Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но

её продолжительность составляет не менее нескольких лет.

У новых классических звёзд все эти явления сопровождаются

неконтролируемыми термоядерными реакциями, происходящими в поверхностных

слоях белого карлика, именно там находится «позаимствованный» водород от

второго компонента звезды. Новые звёзды всегда двойные, один из компонентов

обязательно – белый карлик. Когда масса компонента звезды перетекает к

белому карлику, слой водорода начинает сжиматься и разогревается,

соответственно температура повышается, гелий разогревается. Всё это

происходит быстро, резко, в результате имеет место вспышка. Излучающая

поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким, на кривой блеска

фиксируется всплеск.

Во время активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального

блеска. Максимальная абсолютная звёздная величина составляет порядка от -6

до -9. у новых звёзд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных

звёзд – быстрее.

Новые звёзды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем,

это лишь их видимая звёздная величина, абсолютную определить нельзя, так

как неизвестно их точное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать

абсолютную звёздную величину новой, если она находится в максимальной

близости от другой новой звезды, расстояние до которой известно.

Максимальная абсолютная величина высчитывается по уравнению:

M=-10.9+2.3log (t).

t – это время, за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звёздных

величин.

Карликовые новые звёзды и повторяющиеся новые.

Ближайшими родственниками новых звёзд являются карликовые новые звёзды,

их прототип «U Близнецов». Их оптические вспышки практически аналогичны

вспышкам новых звёзд, но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды

меньше. Отмечаются различия и в повторяемости вспышек – у новых карликовых

звёзд они случаются более или менее регулярно. В среднем раз в 120 дней, но

иногда и через несколько лет. Оптические вспышки новых длятся от нескольких

часов до нескольких дней, после чего за несколько недель блеск уменьшается

и, наконец, достигает обычного уровня.

Существующую разницу можно объяснить различными физическими механизмами,

провоцирующими оптическую вспышку. В «U Близнецов» вспышки происходят из-за

внезапного изменения процентного соотношения материи на белом карлике – её

увеличения. В результате имеет место огромный выброс энергии. Наблюдения за

карликовыми новыми звёздами в фазе затмения, то есть когда белый карлик и

диск, окружающий его, закрываются звездой – компонентом системы, точно

свидетельствуют о том, что именно белый карлик, вернее, его диск является

источником света.

Повторяющиеся новые звёзды представляют собой нечто среднее между

классическими новыми и карликовыми новыми звёздами. Как следует из

названия, их оптические вспышки повторяются регулярно, что роднит их с

новыми карликовыми звёздами, но происходит это через несколько десятков

лет. Усиление блеска во время вспышки более выражено и составляет около 8

звёздных величин, эта черта приближает их к классическим новым звёздам.

РАССЕЯНЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

Рассеянные звёздные скопления найти несложно. Их называют галактическими

скоплениями. Речь идёт об образованиях, включающих от нескольких десятков

до нескольких тысяч звёзд, большая часть которых видна невооружённым

глазом. Звёздные скопления предстают перед наблюдателем как участок неба,

густо усеянный звёздами. Как правило, такие области концентрации звёзд

хорошо заметны на небе, но бывает, причём довольно редко, что скопление

практически неразличимо. Для того чтобы определить, является какой-либо

участок неба звёздным скоплением или речь идёт о звёздах, просто близко

расположенных друг к другу, следует изучить их движение и определить

расстояние до Земли. Звёзды, составляющие скопления, движутся в одном

направлении. Кроме того, если звезды, находящиеся не далеко друг от друга,

расположены на одинаковом расстоянии от Солнечной системы, они, конечно,

связаны между собой силами притяжения и составляют рассеянное скопление.

Классификация звёздных скоплений.

Протяжённость этих звёздных систем варьируется от 6 до 30 световых лет,

средняя протяжённость составляет примерно двенадцать световых лет. Внутри

звёздных скоплений звёзды сконцентрированы хаотично, бессистемно. Скопление

не имеет чётко выраженной формы. При классификации звёздных скоплений

следует принимать во внимание угловые измерения, приблизительное общее

количество звёзд, степень их концентрации в скоплении и разницу в блеске.

В 1930 году американский астроном Роберт Трамплер предложил

классифицировать скопления по следующим параметрам. Все скопления

подразделялись на четыре класса по принципу концентрации звёзд и

обозначались римскими цифрами от I до IV. Каждый из четырёх классов делится

на три подкласса по однородности блеска звёзд. К первому подклассу

относятся скопления, в которых звёзды имеют примерно одну степень

светимости, к третьему – с существенной разницей в этом плане. Затем

американский астроном ввёл ещё три категории классификации звёздных

скоплений по числу звёзд, входящих в скопление. К первой категории «p»

относятся системы, в которых менее 50 звёзд. Ко второй «m» - скопление,

имеющие от 50 до 100 звёзд. К третьей – имеющие более 100 звёзд. Например,

в соответствии с этой классификацией, звёздное скопление, обозначенное в

каталоге как «I 3p», представляет собой систему, состоящую менее чем из 50

звёзд, густо сконцентрированных в небе и обладающих разной степенью блеска.

Однородность звёзд.

Все звёзды, относящиеся к какому-либо рассеянному звёздному скоплению,

имеют характерную черту – однородность. Это значит, что они образовались из

одного и того же газового облака и сначала существования имеют одинаковый

химический состав. Кроме того, есть предположение, что все они появились в

одно время, то есть имеют одинаковый возраст. Существующие между ними

различия можно объяснить разным ходом развития, а это определяется массой

звезды с момента её образования. Учёным известно, что крупные звёзды имеют

меньший срок существования по сравнения с малыми звёздами. Крупные

эволюционируют значительно быстрее. В основном рассеянные звёздные

скопления представляют собой небесные системы, состоящие из относительно

молодых звёзд. Этот вид звёздных скоплений дислоцируется в основном в

спиральных ветвях Млечного Пути. Именно эти участки являлись в недавнем

прошлом активными зонами звёздообразования. Исключения составляют скопления

NGC 2244, NGC 2264 и NGC6530, их возраст равен нескольким десяткам

миллионов лет. Это небольшой срок для звёзд.

Возраст и химический состав.

Звёзды рассеянных звёздных скоплений связаны между собой силой

притяжения. Но из-за того, что эта связь недостаточно крепкая, рассеянные

скопления могут распадаться. Это происходит за длительное время. Процесс

расформирования связан с влиянием гравитации одиночных звёзд, расположенных

недалеко от скопления.

Старых звёзд в составе рассеянных звёздных скоплений практически нет.

Хотя имеются исключения. В первую очередь это относится к крупным

скоплениям, в которых связь между звёздами значительно сильнее.

Соответственно, и возраст таких систем больше. Среди них можно отметить NGC

6791. В состав этого звёздного скопления входят примерно 10000 звёзд, его

возраст составляет около 10 миллиардов лет. Орбиты крупных звёздных

скоплений уносят их на длительный период времени далеко от плоскости

галактики. Соответственно, у них меньше возможностей встретиться с большими

молекулярными облаками, что могло бы повлечь за собой расформирование

звёздного скопления.

Звёзды рассеянных звёздных скоплений сходны по химическому составу с

Солнцем и другими звёздами галактического диска. Разница в химическом

составе зависит от расстояния от центра Галактики. Чем дальше от центра

расположено звёздное скопление, тем меньше элементов из группы металлов оно

содержит. Химический состав также зависит от возраста звёздного скопления.

Это относится и к одиночным звёздам.

ШАРОВЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

Шаровые звёздные скопления, насчитывающие сотни тысяч звёзд, имеют очень

необычный вид: у них сферическая форма, и звёзды концентрируются в них

настолько плотно, что даже с помощью мощнейших телескопов невозможно

различить одиночные объекты. Отмечается сильная концентрация звёзд к

центру.

Исследования шаровых скоплений имеет важное значение в астрофизике в

плане изучения эволюции звёзд, процесса формирования галактик, изучения

структуры нашей Галактики и определения возраста Вселенной.

Форма Млечного Пути.

Учёные установили, что шаровые скопления образовались на начальном этапе

формирования нашей Галактики – протогалактический газ имел сферическую

форму. Во время гравитационного взаимодействия до завершения сжатия, что

привело к образованию диска, за его пределами оказались сгустки материи,

газа и пыли. Именно из них образовались шаровые звёздные скопления. Причём

они сформировались до появления диска и остались там же, где и

образовались. Они имеют сферическую структуру, гало, вокруг которого позже

расположилась плоскость галактики. Вот почему шаровые скопления

дислоцируются симметрично в Млечном Пути.

Изучение проблемы расположения шаровых скоплений, а также проведённые

измерения расстояния от них до Солнца, позволили определить их

протяжённость нашей Галактики до центра – оно составляет 30000 световых

лет.

Шаровые звёздные скопления по времени происхождения очень старые. Их

возраст составляет 10-20 миллиардов лет. Они представляют собой важнейший

элемент Вселенной, и, несомненно, знания об этих образованиях окажут

немалую помощь в объяснении явлений Вселенной. По мнению учёных, возраст

этих звёздных скоплений идентичен возрасту нашей Галактики, а так как все

галактики сформировались примерно в одно время, значит, можно определить и

возраст Вселенной. Для этого к возрасту шаровых звёздных скоплений следует

прибавить время от появления Вселенной до начала образования галактик. По

сравнению с возрастом шаровых звёздных скоплений это совсем небольшой

отрезок времени.

Внутри ядер шаровых скоплений.

Для центральных областей этого вида скоплений характерна высокая степень

концентрации звёзд, примерно в тысячи раз больше, чем в ближайших к Солнцу

зонах. Только за последнее десятилетие стало возможным рассмотреть ядра

шаровых звёздных скоплений, вернее, те небесные объекты, которые находятся

в самом центре. Это имеет большое значение в области изучения динамики

входящих в ядро звёзд, в плане получения информации о системах небесных

тел, связанных силами притяжения, - звёздные скопления относятся именно к

этой категории, - а также в плане изучения взаимодействия между звёздами

скоплений посредством наблюдений или обработки данных на компьютере.

Из-за высокой степени концентрации звёзд происходят самые настоящие

столкновения, формируются новые объекты, например звёзды, имеющие свои

особенности. Могут появляться и двойные системы, это случается, когда

столкновение двух звёзд не приводит к их разрушению, а происходит

взаимозахват из-за гравитации.

Семейства шаровых звёздных скоплений.

Шаровые звёздные скопления нашей Галактики представляют собой

неоднородные образования. Различают четыре динамичных семейства по принципу

удаления от центра Галактики и по химическому составу. Некоторые шаровые

скопления имеют больше химических элементов группы металлов, другие –

меньше. Степень наличия металлов зависит от химического состава межзвёздной

среды, из которой небесные объекты образовались. Шаровые скопления с

меньшим количеством металлов – более старые, они располагаются в гало

Галактики. Больший состав металла характерен для более молодых звёзд, они

сформировались из среды, уже обогащённой металлами вследствие вспышек

сверхновых звёзд, - к этому семейству относятся «дисковые скопления»,

находящиеся на галактическом диске.

В гало находятся «звёздные скопления внутренней части гало» и «звёздные

скопления внешней части гало». Имеются и «звёздные скопления периферической

части гало», расстояние от которых до центра Галактики наибольшее.

Влияние окружающей среды.

Звёздные скопления изучаются и подразделяются на семейства не ради

классификации как самоцели. Классификация играет большую роль и при

исследовании влияния окружающей звёздные скопления среды на его эволюцию. В

данном случае речь идёт о нашей Галактике.

Несомненно, на звёздное скопление оказывает огромное влияние

гравитационное поле диска Галактики. Шаровые звёздные скопления двигаются

вокруг галактического центра по эллиптическим орбитам и периодически

пересекают диск Галактики. Это происходит раз примерно в 100 миллионов лет.

Гравитационное поле и приливные выступы, исходящие от галактической

плоскости, настолько интенсивно действуют на звёздное скопление, что оно

постепенно начинает распадаться. Учёные полагают, что некоторые старые

звёзды, в настоящее время дислоцирующиеся в Галактике, некогда входили в

состав шаровых звёздных скоплений. Сейчас они уже разрушились. Считается,

что за миллиард лет распадаются примерно 5 звёздных скоплений. Это пример

влияния галактической окружающей среды на динамичную эволюцию шарового

звёздного скопления.

Под действием гравитационного влияния галактического диска на звёздное

скопление происходит и изменение протяжённости скопления. Речь идёт о

звёздах, расположенных далеко от центра скопления, на них в большей степени

воздействует сила притяжения галактического диска, а не самого звёздного

скопления. Происходит «испарение» звёзд, размеры скопления уменьшаются.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Звёзды тоже рождаются, растут и умирают. Их конец может быть медленным и

постепенным или резким и катастрофическим. Это характерно для звёзд очень

крупных размеров, которые заканчивают существование вспышкой, это

сверхновые звёзды.

Открытие сверхновых звёзд.

В течение веков сущность сверхновых звёзд была неизвестна учёным, но

наблюдения за ними велись с незапамятных времён. Многие сверхновые звёзды

настолько ярки, что их можно рассмотреть невооружённым глазом, причём

иногда даже днём. Первые упоминания об этих звёздах появились в античных

хрониках в 185 г. н.э. Впоследствии их наблюдали регулярно и скрупулёзно

фиксировали все данные. Например, придворные астрономы императоров Древнего

Китая зарегистрировали многие из открытых сверхновых звёзд через много лет.

Среди них следует отметить сверхновую звёзду, вспыхнувшую в 1054 г. н.э.

в созвездии Тельца. Остаток этой сверхновой звезды носит название

«Крабовидная туманность», из-за характерной формы. Систематические

наблюдения за сверхновыми звёздами западные астрономы начали вести поздно.

Только к концу XVI в. появились упоминания о них в научных документах.

Первые наблюдения за сверхновыми звёздами силами европейских астрономов

относятся к 1575 г. и 1604 г. В 1885 г. была открыта первая сверхновая

звезда в галактике Андромеды. Сделала это баронесса Берта де Подманицкая.

С 20-х годов XX в. благодаря изобретению фотопластин открытия сверхновых

следуют одно за другим. В настоящее время их открыто до тысячи. Поиск

сверхновых требует большого терпения и постоянного наблюдения за небом.

Звезда должна быть не просто очень яркой, её поведение должно быть

необычным и непредсказуемым. «Охотников» за сверхновыми не так много, чуть

более десяти астрономов могут похвалиться тем, что за свою жизнь открыли

более 20 сверхновых. Пальма первенства в такой интересной классификации

принадлежит Фреду Цвики – с 1936 г. он идентифицировал 123 звезды.

Что такое сверхновые звёзды?

Сверхновые звёзды – внезапно вспыхивающие звёзды. Эта вспышка –

катастрофическое событие, конец эволюции звёзд крупных размеров. Во время

вспышек мощность излучения достигает 1051 эрг, что сопоставимо с энергией,

испускаемой звездой на протяжении всей своей жизни. Механизмы, вызывающие

вспышки у двойных и одиночных звёзд, различны.

В первом случае вспышка происходит при условии, что вторая звезда в

двойной системе – белый карлик. Белые карлики – относительно небольшие

звёзды, их масса соответствует массе Солнца, в конце «жизненного пути» они

имеют размеры планеты. Белый карлик взаимодействует со своей парой в

гравитационном плане, он «ворует» вещество из её поверхностных слоёв.

«Позаимствованное» вещество разогревается, начинаются ядерные реакции,

происходит вспышка.

Во втором случае вспыхивает сама звезда, это происходит, когда в её

недрах больше нет условий для термоядерных реакций. На этой стадии

преобладает гравитация, и звезда начинает сжиматься быстрыми темпами. Из-за

резкого разогревания в результате сжатия в ядре звезды начинают происходить

неуправляемые ядерные реакции, энергия высвобождается в виде вспышки,

вызывая разрушение звезды.

После вспышки остаётся облако газа, оно распространяется в пространстве.

Это «остатки сверхновой» - то, что остаётся от поверхностных слоёв

взорвавшейся звезды. Морфология остатков сверхновой различна и зависит от

условий, в которых произошла вспышка звезды-«прародительницы», и от её

характерных внутренних черт. Распространение облака происходит неодинаково

по разным направлениям, что связано с взаимодействием с межзвёздным газом,

он может значительно изменить форму облака за тысячи лет.

Характеристика сверхновых.

Сверхновые представляют собой вариацию эруптивных переменных звёзд. Как

все переменные, сверхновые звёзды характеризуются кривой блеска и легко

узнаваемыми признаками. Прежде всего, для сверхновой характерно быстрое

увеличение блеска, оно длится несколько дней, пока не достигнет максимума,

- этот период составляет примерно десять дней. Затем блеск начинает

уменьшаться – сначала бессистемно, затем последовательно. Изучая кривую

блеска, можно проследить динамику вспышки и изучить её эволюцию. Часть

кривой блеска от начала подъёма до максимума соответствует вспышке звезды,

последующий спуск означает распространение и охлаждение газовой оболочки.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.

В «звёздном зоопарке» существует великое множество звёзд, разных по

размерам, цвету и блеску. Среди них особенно впечатляют «мёртвые» звёзды,

их внутренняя структура значительно отличается от структуры обычных звёзд.

К категории мёртвых звёзд относятся звёзды крупных размеров, белые карлики,

нейтронные звёзды и чёрные дыры. Из-за высокой плотности этих звёзд их

относят к категории «кризисных».

Открытие.

Вначале сущность белых карликов представляла собой полную загадку, было

известно только то, что они по сравнению с обычными звёздами имеют высокую

плотность.

Первым открытым и изучаемым белым карликом был Сириус B, пара Сириуса –

очень яркой звезды. Применив третий закон Кеплера, астрономы вычислили

массу Сириуса B: 0,75-0,95 солнечной массы. С другой стороны, его блеск был

значительно ниже солнечного. Блеск звезды связан с квадратом радиуса.

Проанализировав цифры, астрономы пришли к выводу, что размеры Сириуса

небольшие. В 1914 году составили звёздный спектр Сириуса B, определили

температуру. Зная температуру и блеск, вычислили радиус – 18800 километров.

Первые исследования.

Полученный результат ознаменовал открытие нового класса звёзд. В 1925

году Адамс измерил длину волны некоторых линий излучения в спектре Сириуса

B и определил, что она больше, чем предполагалось. Красное смещение

вписывается в рамки теории относительности, за несколько лет до

происходящих событий открытой Эйнштейном. Применяя теорию относительности,

Адамс смог вычислить радиус звезды. После открытия ещё двух похожих на

Сириус B звёзд Артур Эддингтон сделал вывод, что во Вселенной таких звёзд

много.

Итак, существование карликов было установлено, но их природа по-прежнему

оставалась тайной. В частности, учёные никак не могли понять, каким образом

масса, похожая на солнечную, может умещаться в таком маленьком по объёму

теле. Эддингтон приходит к выводу, что «при такой высокой плотности газ

теряет свои свойства. Вероятнее всего, белые карлики состоят из

вырожденного газа».

Сущность белых карликов.

В августе 1926 года Энрико Ферми и Поль Дирак разработали теорию,

описывающую состояние газа в условиях очень высокой плотности. Используя

её, Фаулер в этом же году нашёл объяснение устойчивой структуры белых

карликов. По его мнению, из-за большой плотности, газ в недрах белого

карлика находится в вырожденном состоянии, причём давление газа практически

не зависит от температуры. Устойчивость белого карлика поддерживается тем,

что силе тяготения противостоит давление газа в недрах карлика. Изучение

белых карликов продолжил индийский физик Чандрасекар.

В одной из своих работ, опубликованной в 1931 году, он делает важное

открытие – масса белых карликов не может превышать определённый лимит, это

связанно с их химическим составом. Этот лимит составляет 1,4 массы Солнца и

носит название «лимит Чандрасекара» в честь учёного.

Почти тонна в см3!

Как и следует из названия, белые карлики являются звёздами малых

размеров. Даже если их масса равна массе Солнца, всё равно по размерам они

похожи на планету типа Земля. Их радиус равен примерно 6000 км – 1/100 от

радиуса Солнца. Учитывая массу белых карликов и их размеры, можно сделать

только один вывод – их плотность очень высока. Кубический сантиметр материи

белого карлика весит почти тонну по земным меркам.

Столь высокая плотность приводит к тому, что гравитационное поле звезды

очень сильное – примерно в 100 раз превышает солнечное, причём при

одинаковой массе.

Основные характеристики.

Хотя в ядре белых карликов больше не происходят ядерные реакции, его

температура очень высока. Тепло устремляется к поверхности звезды, а затем

распространяется в космическом пространстве. Сами звёзды медленно остывают

до тех пор, пока не становятся невидимыми. Поверхностная температура

«молодых» белых карликов составляет порядка 20000-30000 градусов. Белые

карлики бывают не только белого цвета, есть и жёлтые. Несмотря на высокую

температуру поверхности, из-за небольших размеров светимость низкая,

абсолютная звёздная величина может составлять 12-16. Белые карлики остывают

очень медленно, поэтому мы видим их в таких больших количествах. Учёные

имеют возможность изучать их основные характеристики. Белые карлики

включены в диаграмму Г-Р, они занимают немного места под Главной

последовательностью.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ.

Название «пульсар» происходит от английского сочетания «pulsating star» -

«пульсирующая звезда». Характерной особенностью пульсаров в отличие от

других звёзд является не постоянное излучение, а регулярное импульсное

радиоизлучение. Импульсы очень быстрые, продолжительность одного импульса

длится от тысячных долей секунды до, максимально, нескольких секунд. Форма

импульса и периоды у разных пульсаров неодинаковы. Из-за строгой

периодичности радиоизлучения пульсары можно рассматривать как космические

хронометры. Со временем периоды уменьшаются до 10-14 s/s. Каждую секунду

период меняется на 10-14 секунды, то есть уменьшение происходит около 3

миллионов лет.

Регулярные сигналы.

История открытия пульсаров довольно интересна. Первый пульсар PSR 1919+21

был зафиксирован в 1967 году Беллом и Энтони Хьюшем из Кембриджского

университета. Белл, молодой физик, проводил исследования в области

радиоастрономии для подтверждения выдвинутых им тезисов. Вдруг он обнаружил

радиосигнал умеренной интенсивности в области, близкой к галактической

плоскости. Странность заключалась в том, что сигнал был прерывающимся – он

исчезал и возникал вновь через регулярные интервалы в 1,377 сек. Говорят,

что Белл бегом отправился к своему профессору, чтобы известить его об

открытии, но последний не придал этому должного внимания, полагая, что речь

идёт о радиосигнале с Земли.

Тем не менее сигнал продолжал проявляться независимо от земной

радиоактивности. Это свидетельствовало о том, что источник его появления до

сих пор не был установлен. Как только были опубликованы данные о

состоявшемся открытии, возникли многочисленные предположения о том, что

сигналы идут от призрачной внеземной цивилизации. Но учёные смогли понять

сущность пульсаров без помощи инопланетных миров.

Сущность пульсаров.

После первого было открыто ещё много пульсаров. Астрономы пришли к

выводу, что эти небесные тела относятся к источникам импульсного излучения.

Наиболее многочисленными объектами Вселенной являются звёзды, поэтому

учёные решили, что эти небесные тела, скорее всего, относятся к классу

звёзд.

Быстрое движение звезды вокруг своей оси является, скорее всего, причиной

пульсаций. Учёные измерили периоды и попытались определить сущность этих

небесных тел. Если тело вращается со скоростью, превышающей некую

максимальную скорость, оно распадается под воздействием центробежных сил.

Значит, должна существовать минимальная величина периода вращения.

Из проведённых расчётов следовало, что для вращения звезды с периодом,

измеряемым тысячными долями секунды, её плотность должна составлять порядка

1014г/см3, как у ядер атомов. Для наглядности можно привести такой пример –

представьте массу, равную Эвересту, в объёме кусочка сахара.

Нейтронные звёзды.

С тридцатых годов учёные предполагали, что в небе существует нечто

подобное. Нейтронные звёзды – очень маленькие, сверхплотные небесные тела.

Их масса примерно равна 1,5 массы Солнца, сконцентрированной в радиусе

примерно в 10 км.

Нейтронные звёзды состоят в основном из нейтронов – частиц, лишённых

электрического заряда, которые вместе с протонами составляют ядро атома.

Из-за высокой температуры в недрах звезды вещество ионизировано, электроны

существуют отдельно от ядер. При столь высокой плотности все ядра

распадаются на составляющие их нейтроны и протоны. Нейтронные звёзды

представляют собой конечный результат эволюции звезды крупной массы. После

исчерпания источников термоядерной энергии в её недрах, она резко

взрывается, как сверхновая. Внешние слои звезды сбрасываются в

пространство, в ядре происходит гравитационный коллапс, образуется горячая

нейтронная звезда. Процесс коллапса занимает доли секунды. В результате

коллапса она начинает вращаться очень быстро, с периодами в тысячные доли

секунды, что характерно для пульсара.

Излучение пульсаций.

В нейтронной звезде нет источников термоядерных реакций, т.е. они

неактивны. Излучение пульсаций происходит не из недр звезды, а извне, из

зон, окружающих поверхность звезды.

Магнитное поле нейтронных звёзд очень сильное, в миллионы раз превышающее

магнитное поле Солнца, оно пресекает пространство, создавая магнитосферу.

Нейтронная звезда испускает в магнитосферу потоки электронов и

позитронов, они вращаются со скоростью, близкой к скорости света. Магнитное

поле оказывает влияние на движение этих элементарных частиц, они движутся

вдоль силовых линий, следуя спиралевидной траектории. Таким образом,

происходит выделение ими кинетической энергии в форме электромагнитного

излучения.

Период вращения увеличивается из-за уменьшения вращательной энергии. У

старых пульсаров период пульсаций более длительный. Кстати, не всегда

период пульсаций является строго периодичным. Иногда он резко замедляется,

это связано с феноменами, носящими название «glitches», - это результат

«микрозвездотрясений».

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ.

Изображение небесного свода поражает разнообразием форм и цветов небесных

тел. Чего только нет во Вселенной: звёзды любых цветов и размеров,

спиральные галактики, туманности необычных форм и цветовых гамм. Но в этом

«космическом зоопарке» есть «экземпляры», возбуждающие особый интерес. Это

ещё более загадочные небесные тела, так как за ними трудно наблюдать. Кроме

того, их природа до конца не выяснена. Среди них особое место принадлежит

«чёрным дырам».

Скорость движения.

В обыденной речи выражение «чёрная дыра» означает нечто бездонное, куда

вещь проваливается, и никто никогда не узнает, что произошло с ней в

дальнейшем. Что же представляют собой чёрные дыры в действительности? Чтобы

понять это, вернёмся в историю на два века назад. В XVIII век французский

математик Пьер Симон де Лаплас ввёл впервые этот термин при изучении теории

гравитации. Как известно, любое тело, имеющее определённую массу – Земля,

например, - имеет и гравитационное поле, оно притягивает к себе окружающие

тела.

Вот почему подброшенный вверх предмет падает на Землю. Если этот же

предмет с силой бросить вперёд, он преодолеет на какое-то время притяжение

Земли и пролетит какое-то расстояние. Минимальная необходимая скорость

называется «скорость движения», у Земли она составляет 11 км/с. Скорость

движения зависит от плотности небесного тела, которая создаёт

гравитационное поле. Чем больше плотность, тем больше должна быть скорость.

Соответственно, можно выдвинуть предположение, как это сделал два столетия

назад Лаплас, что во Вселенной существуют тела с такой высокой плотностью,

что скорость их движения превышает скорость света, то есть 300000 км/с.

В этом случае даже свет мог бы поддаться силе притяжения подобного тела.

Подобное тело не могло бы излучать свет, и в связи с этим оно оставалось бы

невидимым. Мы можем представить его как огромную дыру, на рисунке – чёрного

цвета. Несомненно, теория, сформулированная Лапласом, несёт не себе

отпечаток времени и представляется слишком упрощённой. Впрочем, во времена

Лапласа ещё не была сформулирована квантовая теория, и с концептуальной

точки зрения рассмотрение света как материального тела казалось нонсенсом.

В самом начале XX века с появлением и развитием квантовой механики стало

известно, что свет в некоторых условиях выступает и как материальное

излучение.

Это положение получило развитие в теории относительности Альберта

Эйнштейна, опубликованной в 1915 году, и в работах немецкого физика Карла

Шварцшильда в 1916 году, он подвёл математическую базу под теорию о чёрных

дырах. Свет тоже может быть подвержен действию силы притяжения. Два

столетия назад Лаплас затронул очень важную проблему в плане развития

физики как науки.

Как появляются чёрные дыры?

Явления, о которых мы говорим, получили название «чёрные дыры» в 1967

году благодаря американскому астрофизику Джону Уиллеру. Они являются

конечным результатом эволюции крупных звёзд, масса которых выше пяти

солнечных масс. Когда все резервы ядерного горючего исчерпаны и реакции

больше не происходят, наступает смерть звезды. Далее её судьба зависит от

её массы.

Если масса звезды меньше массы солнца, она продолжает сжиматься, пока не

погаснет. Если масса значительна, звезды взрывается, тогда речь идёт о

сверхновой звезде. Звезда оставляет после себя следы, - когда в ядре

происходит гравитационный коллапс, вся масса собирается в шар компактных

размеров с очень высокой плотность – в 10000 раз больше, чем у ядра атома.

Относительные эффекты.

Для учёных чёрные дыры являются великолепной естественной лабораторией,

позволяющей проводить опыты по различным гипотезам в плане теоретической

физики. Согласно теории относительности Эйнштейна, на законы физики

оказывает воздействие локального поля притяжения. В принципе, время течёт

по-разному рядом с гравитационными полями разной интенсивности.

Кроме того, чёрная дыра воздействует не только на время, но и на

окружающее пространство, влияя на его структуру. Согласно теории

относительности, присутствие сильного гравитационного поля, возникшего от

такого мощного небесного тела, как чёрная дыра, искажает структуру

окружающего пространства, и его геометрические данные изменяются. Это

значит, что около чёрной дыры короткое расстояние, соединяющее две точки,

будет не прямой линией, а кривой.

Страницы: 1, 2, 3