Эволюция звезд: конец пути. Реферат.

температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд.

К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но

чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться

выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия

звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой

высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород -

проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать.

Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций

выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард

лет!

Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды её наружные слои и

выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей

нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная

часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды, образуя

туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможно

через 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разряженным и

диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым

излучением очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его

видеть. Но самое главное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном

газе присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны

вызывает сжатие силовых линий и повышение напряжённости межзвёздного

магнитного поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии

электронов, и их ускорению. В результате остаётся сверхгорячая звезда,

масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно

угаснуть и умереть. По всей вероятности она станет нейтронной звездой,

масса которой в 1,2-2 раза больше массы Солнца. Если же её масса превышает

массу Солнца более, чем вдвое, то она, в конечном счете, может

превратиться в чёрную дыру.

2.2.4. Влияние сверхновых.

Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь

несколько случаев появления сверхновых. Первая - это, конечно, Крабовидная

туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572 г., и

третья - Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г.

Недавно, 23 февраля 1987 года, в соседней с нами галактике — Большом

Магеллановом Облаке — вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно важной для

астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными

астрономическими инструментами, могли изучить в деталях. И эта звезда дала

подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой

специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо

(США), зарегистрировали поток нейтрино — элементарных частиц, рождающихся

при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко

проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее

высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра

звезды излучается в виде нейтрино в тот момент, когда само ядро сжимается

в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра

сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные

дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние годы

появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со

сверхновыми. Возможно, и природа космических гамма-всплесков связана с

природой взрывов.

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую

межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой

сгребает и сжимает окружающий ее газ, что может дать толчок к образованию

из облаков газа новых звезд. Группа астрономов во главе с доктором Джоном

Хьюгесом (Rutgers University), используя наблюдения на орбитальной

рентгеновской обсерватории «Чандра» (NASA), сделала важное открытие,

проливающее свет на то, как при вспышках сверхновой звезды образуются

кремний, железо и другие элементы. Рентгеновское изображение остатка

сверхновой Cassiopeia А (Cas A) позволяет увидеть сгустки кремния, серы и

железа, выброшенные при взрыве из внутренних областей звезды.

Астрономы вычислили, что каждая звёздная система, галактика, в среднем раз

в сто-триста лет рождает сверхновую. В настоящее время астрономами открыто

около 150 сверхновых.

Только три из них оказались в нашей Галактике, хотя существует много

объектов, такие, как Петля в Лебеде и Кассиопея А, которые, как

предполагают, могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути.

Точное время взрыва для Петли в Лебеде почти невозможно установить, но

полагают, что если это действительно остатки взрыва сверхновой, то Петля в

Лебеде начала своё расширение около 60 тысяч лет назад.

Почему природа создаёт такие диковинные объекты? Как они возникают? Каков

механизм вспышек, которые по своей яркости могут соперничать с сиянием

десятков миллиардов звёзд? Каков конечный продукт звёздного взрыва? Это

только часть вопросов, которые возникают у астронома, наблюдающего за

грандиознейшими взрывами в том или ином уголке неба. Чтобы ответить хотя

бы на некоторые из них, необходимо исследовать историю жизни звезды.

Профессор Джон А. Уиллер заметил: «Одно дело изучать почти стационарную

звезду, как, например, Солнце, другое дело - когда мы берёмся

предсказывать причудливую динамику сверхновой. Мы умеем в подробностях

предсказывать и ход ядерных реакций, идущих в недрах Солнца и других

звёзд, и выход энергии излучения с поверхности звезды. Однако можем ли мы

с такой же уверенностью говорить о звёздах, испытывающих мощные внутренние

движения?»

Недавно учёные предприняли попытку применить математическую теорию

атомного взрыва для описания гидродинамики сверхновых. Это позволило

тщательно исследовать гидродинамику сверхновых с помощью теории, которая

заведомо не слишком далека от истины. Некоторые астрономы различают пять

типов сверхновых; два из них главные - это сверхновые типа 1 и сверхновые

типа 2. Они отличаются друг от друга светимостями, характером изменения

светимости, спектрами, а также количеством и местоположением в конкретной

галактике либо в различных типах галактик. Характер изменения светимости

со временем у сверхновых обоих основных типов практически одинаков.

2.3. Нейтронные звезды.

Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в

конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы

гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт

«нейтрализация» вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к

тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется

нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обратиться в

нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.

2.3.1. Краткая характеристика.

Нейтронная звезда - звезда, в основном состоящая из нейтронов. Нейтрон -

это нейтральная субатомная частица, одна из главных составляющих вещества.

Гипотезу о существовании нейтронных звезд выдвинули астрономы В.Бааде и

Ф.Цвикки сразу после открытия нейтрона в 1932 г. Но подтвердить эту

гипотезу наблюдениями удалось лишь после открытия пульсаров в 1967 г.

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса

нормальных звезд с массами в несколько раз больше солнечной. Плотность

нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра, т.е. в 100 млн. раз

выше плотности обычного вещества. Поэтому при своей огромной массе

нейтронная звезда имеет радиус всего ок. 10 км.

Из-за малого радиуса нейтронной звезды сила тяжести на ее поверхности

чрезвычайно велика: примерно в 100 млрд. раз выше, чем на Земле. От

коллапса эту звезду удерживает «давление вырождения» плотного нейтронного

вещества, не зависящее от его температуры. Однако если масса нейтронной

звезды станет выше примерно 2 солнечных, то сила тяжести превысит это

давление и звезда не сможет противостоять коллапсу. У нейтронных звезд

очень сильное магнитное поле, достигающее на поверхности 10^12-10^13 Гс

(для сравнения: у Земли ок. 1 Гс).

С нейтронными звездами связывают небесные объекты двух разных типов.

Пульсары (радиопульсары) и рентгеновские двойные. Пульсары строго

регулярно излучают импульсы радиоволн. Механизм излучения до конца не

ясен, но считают, что вращающаяся нейтронная звезда излучает радиолуч в

направлении, связанном с ее магнитным полем, ось симметрии которого не

совпадает с осью вращения звезды. Поэтому вращение вызывает поворот

радиолуча, периодически направляющегося на Землю.

О рентгеновских двойных известно следующее. С нейтронными звездами,

входящими в двойную систему с массивной нормальной звездой, связаны также

пульсирующие рентгеновские источники. В таких системах газ с поверхности

нормальной звезды падает на нейтронную звезду, разгоняясь до огромной

скорости. При ударе о поверхность нейтронной звезды газ выделяет 10-30%

своей энергии покоя, тогда как при ядерных реакциях этот показатель не

достигает и 1%. Нагретая до высокой температуры поверхность нейтронной

звезды становится источником рентгеновского излучения. Однако падение газа

не происходит равномерно по всей поверхности: сильное магнитное поле

нейтронной звезды захватывает падающий ионизованный газ и направляет его к

магнитным полюсам, куда он и падает, как в воронку. Поэтому сильно

нагреваются только районы полюсов, которые на вращающейся звезде

становятся источниками рентгеновских импульсов. Радиоимпульсы от такой

звезды уже не поступают, поскольку радиоволны поглощаются в окружающем ее

газе.

Что касается структуры нейтронной звезды, то плотность нейтронной звезды

растет с глубиной. Под слоем атмосферы толщиной всего несколько

сантиметров находится жидкая металлическая оболочка толщиной несколько

метров, а ниже - твердая кора километровой толщины. Вещество коры

напоминает обычный металл, но гораздо плотнее. В наружной части коры это в

основном железо; с глубиной в его составе увеличивается доля нейтронов.

Там, где плотность достигает ок. 4**10^11 г/см^3, доля нейтронов

увеличивается настолько, что некоторые из них уже не входят в состав ядер,

а образуют сплошную среду. Там вещество похоже на «море» из нейтронов и

электронов, в которое вкраплены ядра атомов. А при плотности ок. 2**10^14

г/см^3 (плотность атомного ядра) вообще исчезают отдельные ядра и остается

сплошная нейтронная «жидкость» с примесью протонов и электронов. Вероятно,

нейтроны и протоны ведут себя при этом как сверхтекучая жидкость, подобная

жидкому гелию и сверхпроводящим металлам в земных лабораториях.

При еще более высоких плотностях в нейтронной звезде образуются наиболее

необычные формы вещества. Может быть, нейтроны и протоны распадаются на

еще более мелкие частицы - кварки; возможно также, что рождается много

пи-мезонов, которые образуют так называемый пионный конденсат.

2.3.2. Происхождение нейтронных звезд.

Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их

существования было сделано астрономами Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде из

Калифорнии в 1934 г. (несколько раньше в 1932 г. возможность существования

нейтронных звёзд была предсказана известным советским учёным Л. Д.

Ландау.) В конце 30-х годов она стала предметом исследований других

американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Интерес этих физиков к данной

проблеме был вызван стремлением, определить конечную стадию эволюции

массивной сжимающейся звезды. Так как роль и значение сверхновых вскрылись

примерно в то же время, было высказано предположение, что, нейтронная

звезда может оказаться остатком взрыва сверхновой. К несчастью, с началом

второй мировой войны внимание учёных переключилось на военные нужды и

детальное изучение этих новых и в высшей степени загадочных объектов было

приостановлено. Затем, в 50-х годах, изучение нейтронных звёзд возобновили

чисто теоретически с целью установить, имеют ли они отношение к проблеме

рождения химических элементов в центральных областях звёзд. Нейтронные

звёзды остаются единственным астрофизическим объектом, существование и

свойства которых были предсказаны задолго до их открытия.

Как известно, белые карлики не могут иметь массу больше некоторой

предельной, называемой чандрасекхаровским пределом в честь знаменитого

индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекхара (1910-1995), получившего

в 1983 году за свои выдающиеся работы в области релятивистской астрофизики

нобелевскую премию по физике.

Предел зависит от химического состава белого карлика, и для реальных

параметров тяжелых карликов составляет около 1.4 массы солнца. При большей

массе объект становится нейтронной звездой. Таким образом, мы сразу

приходим к мысли, что если нам удастся постепенно увеличивать массу белого

карлика, то он превратится в нейтронную звезду. Это событие будет

сопровождаться взрывом свехновой типа Ia. При этом возможно также, что

компактный остаток вообще не образуется.

Единственный способ увеличить массу белого карлика -- это аккреция. Белый

карлик может захватывать вещество прямо из межзвездной среды. Падая на

него вещество будет разогревать поверхность белого карлика, т.к. будет

выделяться потенциальная энергия, что не даст карлику остыть. Но темп

аккреции из межзвездной среды очень низкий, не более 10^10 г/с, что

позволило бы набрать массу солнца лишь примерно за 10^16 лет, а даже

хаббловское время на 6 порядков меньше. Поэтому единственный способ

заставить белый карлик ``поправиться``, это аккреция в тесной двойной

системе.

Если второй компонент системы заполняет свою полость Роша, то поток

вещества устремляется на белый карлик, и его масса может существенно

увеличиться всего, скажем, за миллион лет. Когда масса достигнет

чандрасекхаровского предела, произойдет переход белого карлика в

нейтронную звезду.

Это один из возможных каналов образования нейтронных звезд. Многие системы

могут возникать только благодаря такому процессу. Нейтронные звезды,

образующиеся при этом могут отличаться от тех, которые образуются через

более известный канал -- взрыв массивной звезды.

Известно, что тяжелые звезды в процессе своей эволюции, пережигая все

более тяжелые элементы, подходят к моменту потери устойчивости. И

происходит фантастический по своей мощности взрыв -- вспышка сверхновой.

Выделяется (в основном в виде нейтрино) энергия порядка 10^53 эрг. В итоге

может образоваться нейтронная звезда или черная дыра (так же может

образоваться т.н. ``кварковая`` или ``странная`` звезда, если такие

объекты действительно существуют в природе, а не только в статьях

теоретиков, или же после взрыва может вообще не остаться никакого

компактного остатка). Пока точно неизвестно из каких звезд образуются

нейтронные звезды, а из каких черные дыры. Но хорошей оценкой является

следующее условие: если масса звезды на главной последовательности лежала

в интервале от 10 до 40 солнечных масс, то образуется нейтронная звезда, а

если масса была больше -- то черная дыра. Скорее всего реальность окажется

немного сложнее, и в одном и том же интервале масс будут возможны оба

варианта.

Таким образом нейтронная звезда может образоваться или из белого карлика в

двойной системе, или из массивной звезды. Добавим, что и массивная звезда

может входить в тесную двойную систему. Неизвестно, оказывает ли это

решающее воздействие на параметры рождающейся нейтронной звезды. Но это не

исключено. Причем здесь возможно два варианта: может взрываться изначально

более массивная компонента двойной, часть вещества которой перетекла на

соседку. И может взрываться соседка, на которую натекло вещество.

В начале 60-х годов открытие космических источников рентгеновского

излучения весьма обнадёжило тех, кто рассматривал нейтронные звёзды как

возможные источники небесного рентгеновского излучения. К концу 1967 г.

был обнаружен новый класс небесных объектов - пульсары, что привело учёных

в замешательство. Это открытие явилось наиболее важным событием в изучении

нейтронных звёзд, так как оно вновь подняло вопрос о происхождении

космического рентгеновского излучения.

2.3.3. Структура нейтронных звезд.

Говоря о нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физические

характеристики установлены теоретически и весьма гипотетичны, так как

физические условия, существующие в этих телах, не могут быть

воспроизведены в лабораторных экспериментах.

Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационные

силы. По различным оценкам, диаметры нейтронных звёзд составляют 10-200

км. И этот незначительный по космическим понятиям объём «набит» таким

количеством вещества, которое может составить небесное тело, подобное

Солнцу, диаметром около 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз

тяжелее Земли! Естественное следствие такой концентрации вещества -

невероятно высокая плотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается

настолько плотной, что может быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной

звезды столь велика, что человек весил бы там, около миллиона тонн.

Расчёты показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Согласно

оценкам, магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. млн.

гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды

принимается порядка 15 км, а масса - около 0,6 - 0,7 массы Солнца.

Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой

электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем

звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являются

отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы,

двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного

рода излучениям. В одних случаях возникает излучение в радиодиапазоне

электромагнитного спектра, в иных - излучение на высоких частотах. Почти

сразу же под магнитосферой плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100

000 раз больше плотности железа.

Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой

«сверхтвёрдого» вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы

состоят из ядер атомов с атомной массой 26 - 39 и 58 - 133. Эти кристаллы

чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну

линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1

млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает

плотность железа. Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий

слой. Он включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат

нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1000 раз больше, чем

предыдущего.

Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя,

плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не

менее, при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую

целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая

часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон

приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как

нейтронную жидкость, «загрязнённую» электронами и протонами.

Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно

в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И, тем не менее, даже такое

небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5