приховати рекламу

Життя зірок

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і нарешті "вмирають". Щоб простежити життєвий шлях зірок і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це уявлялося великою загадкою; сучасні астрономи вже можуть з великою впевненістю докладно описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зірок на нашому нічному небозводі.

Не так давно астрономи вважали, що на освіту зірки з міжзоряних газу і пилу потрібні мільйони років. Але в останні роки були отримані вражаючі фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріона, де протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947р. в цьому місці була видна група з трьох звездоподобних об'єктів. До 1954р. деякі з них стали довгастими, а до 1959р. ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки - вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки зазвичай виникають в групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

Який же механізм їх виникнення? Чому за багато років астрономічних візуальних і фотографічних спостережень неба тільки зараз вперше вдалося побачити "матеріалізацію" зірок? Народження зірки не може бути винятковою подією: у багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи цих тіл.

В результаті ретельного вивчення фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що представляють собою масивні скупчення пилу і газу. Вони виглядають чорними, так як не випускають власного світла і знаходяться між нами і яскравими зірками, світло від яких вони заступають. Ці газово-пилові хмари містять частинки пилу, дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до декількох світлових років у поперечнику. Незважаючи на те що речовина в цих скупченнях дуже розріджене, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, по масі близьких до Сонця. Для того щоб уявити собі, як з глобул виникають зірки, згадаємо, що всі зірки випромінюють і їх випромінювання тисне. Розроблено чутливі інструменти, які реагують на тиск сонячного світла, проникаючого крізь товщу земної атмосфери. У чорній глобул під дією тиску випромінювання, що випускається оточуючими зірками, відбувається стиснення і ущільнення речовини. Усередині глобули гуляє "вітер", розкидав по всіх напрямах газ і пилові частинки, так що речовина глобули перебуває в безперервному турбулентному русі.

Глобулу можна розглядати як турбулентну газово-пилову масу, на яку з усіх боків тисне випромінювання. Під дією цього тиску обсяг, що заповнюється газом і пилом, буде стискуватися, стаючи все менше і менше. Таке стиснення протікає протягом деякого часу, що залежить від оточуючих глобулу джерел випромінювання та інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають через концентрацію маси в центрі глобули, теж прагнуть стиснути глобул, змушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частки речовини набувають кінетичну енергію і розігрівають газово-пилові хмари.

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частинки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли кулька стає менше, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але, як ми вже знаємо, глобула величезна, не менше світлового року в діаметрі. Це означає, що відстань від її зовнішнього кордону до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центру зі швидкістю трохи менше 2км / с, то центру вона досягне тільки через 200 000 років. Спостереження показують, що швидкості руху газу і пилових часток насправді набагато більше, а тому гравітаційне стиснення відбувається значно швидше.

Падіння речовини до центру супроводжується дуже частими зіткненнями частинок і переходом їх кінетичної енергії в теплову. В результаті температура глобули зростає. Глобула стає протозвездой і починає світитися, так як енергія руху частинок перейшла в тепло, нагріла пил і газ.

У цій стадії протозірка ледве видно, тому що основна частка її випромінювання припадає на далеку інфрачервону область. Зірка ще не народилася, але зародок її вже з'явився. Астрономам поки невідомо, скільки часу потрібно протозвезде, щоб досягти тієї стадії, коли вона починає світитися як тьмяний червоний кулю і стає видимою. За різними оцінками, цей час коливається від тисяч до декількох мільйонів років. Однак, пам'ятаючи про появу зірок у Великій Туманності Оріона, варто, мабуть вважати, що найбільш близька до реальності оцінка, яка дає мінімальне значення часу.

Тут ми повинні зробити невеликий відступ, з тим щоб ретельно розглянути деякі деталі, пов'язані з народженням зірки, і оцінити їх вплив на її подальшу долю. Зірки народжуються з самими різними масами. Крім того, вони можуть володіти самим різним хімічним складом. Обидва ці фактори впливають на подальшу поведінку зірки, на всю її долю. Щоб краще в цьому розібратися, вийдемо з будинку і поглянемо на нічне небо.

З вершини гори, далеко від заважає нам міського світла, ми побачимо на небі принаймні 3000 зірок. Спостерігач з дуже гострим зором при ідеальних атмосферних умовах побачить у півтора рази більше зірок. Одні

з них віддалені від нас на тисячу, інші - всього на кілька світлових років. Спробуємо тепер розмістити всі ці зірки на діаграмі, на якій кожна зірка характеризується двома фізичними величинами: температурою і світністю. Розмістивши всі 3000 зірок, ми виявимо, що найяскравіші з них одночасно виявляються і найгарячішими, а найслабші - самими холодними. При цьому зауважимо, що переважна більшість зірок розташовується уздовж похилої лінії, яка тягнеться з верхнього лівого кута графіка в нижній правий

(Якщо, як це традиційно прийнято, вісь температур направити вліво, а вісь светимостей - вгору.) Це нормальні зірки, і їх розподіл називають "головною послідовністю". Отримана діаграма називається діаграмою Герцшпрунга - Рессела, на честь двох видатних астрономів, вперше встановили цю чудову залежність. У ній важливу роль грає маса зірки. Якщо маса зірки велика, остання при народженні потрапляє на верхню частину головної послідовності, якщо маса мала, то зірка опиняється в нижній її частині.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою меншою, ніж у Сонця, дуже економно витрачають запаси свого ядерного "палива" і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не великими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються і врешті-решт зовсім покидають ядро зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.

Білі карлики.

Білі карлики - одна з захоплюючих тем в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що мають властивості, дуже далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, захованого десь у різних куточках Всесвіту.

У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, в сфері з радіусом в 30 світлових років має знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сягає початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сіріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зорі відбувалося не по прямій лінії, і здавалося, що вона ледь помітно зміщувалася з боку в бік. До 1844г., Через приблизно десять років після перших спостережень Сіріуса, Бессель прийшов до висновку, що поряд з Сіріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливань в русі Сіріуса. Ще більш цікавим виявилося те обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, то період обертання обох зірок щодо їх загального центру тяжіння дорівнює приблизно 50 рокам.

Перенесемося в 1862г. і з Німеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівельникові телескопів у США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 см), який повинен був стати найбільшим телескопом у світі. Після того як Кларк закінчив обробку лінзи телескопа, потрібно було перевірити, чи забезпечено необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу встановили в рухомий трубі і направили на Сиріус - найяскравішу зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачив слабкий «привид», який з'явився на східному краю поля зору телескопа в відблиску Сіріуса. Потім, у міру руху небосхилу, в поле зору потрапив і сам Сіріус. Його зображення було спотворено - здавалося, що «примара» являє собою дефект лінзи, який слід було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Однак ця виникла в поле зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сіріуса, передбаченим Бесселя. На закінчення слід додати, що через що почалася першої світової війни телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений у Міссісіпі - його встановили в Дірбоновской обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують донині, але на іншій установці.

Таким чином, Сіріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, бо фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сіріуса, його відстань до Землі і амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам вдалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сіріус А і Сіріус В. Сумарна маса обох зірок опинилася в 3,4 рази більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі вимірювання параметрів орбіти маса Сиріуса А опинилася в 2,5 рази більше маси Сонця, а маса Сіріуса В склала 95% маси Сонця. Після того як були визначені світимості обох зірок, виявилося, що Сіріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сіріус В. По абсолютній величині Сіріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 раз перевищує світність Сіріуса В.

Світність будь-якої зірки залежить від температури поверхні зірки і її розмірів, тобто діаметру. Близькість другого компонента до більш яскравого Сіріуса А надзвичайно ускладнює визначення його спектру, що необхідно для установки температури зірки. У 1915р. з використанням всіх технічних засобів, які мала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектра Сіріуса. Це привело до несподіваного відкриття: тем-пература супутника становила 8000 К, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким чином, супутник насправді виявився гаряче Сонця, а це означало, що світимість одиниці його поверхні також більше.

Справді, простий розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, ніж квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхня супутника повинна бути в 300 4 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сіріус В повинен мати діаметр близько 40 000 км. Проте маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Цей означає, що величезна кількість речовини повинен бути упаковано в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільною. В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини - близько 50 т.

Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер поставимо собі запитання: яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?

Коли в результаті високого тиску речовина стисло до великих густин, як у білих карликів, то вступає в дію другий тип тиску, так зване «вироджені тиск». Воно з'являється при найсильнішому стиску речовини в надрах зірки. Саме стиснення, а не високі температури є причиною виродженого тиску. Внаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати одна в іншу.

Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного доти, поки відстань між ядрами не стане порядку радіуса найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки є непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшому стисненню. При максимальному стисканні електрони вже не

пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо решітки з важчих ядер, так що речовина білого карлика набуває певні фізичні властивості, характерні для металів. У такому речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того як тепло поширюється по залізному пруту, що нагрівається з одного кінця.

Але електронний газ проявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їх швидкість все більше зростає, тому що, як ми знаємо, згідно фундаментальному фізичному принципу, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового об'єму, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не займати один і той же елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір допустимого об'єму залежить від діапазону швидкостей електронів. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, який вони можуть позичати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший об'єм. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, відповідними внутрішньої температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів в цілому залишається низькою.

Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють грати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається вироджений електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не повністю, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.

Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їх наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів призводить до висновку, що товщина їх атмосфери становить всього кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. В атмосферах більш гарячих білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Проте по лініях в спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, припадає менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів змінюються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невиродженого речовини, в якому міститься невелика кількість вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може змінюватися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони ведуть себе подібно до гарматного ядра, нагрітого до великої температури; ядро може міняти температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус становить 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиснення, і, хоча температура може змінюватися від мільйонів градусів в ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не змінюється. З часом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика.

Під верхнім шаром зірки вироджений газ практично ізотермічен, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки, вона становить кілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6 млн. К.

Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно

одне: термоядерні реакції виключаються. Всередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії.

Єдиний вид енергії, що є в розпорядженні білий карлик,-це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в безладному русі, так як вони розсіюються виродженим електронним газом. З часом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолодження. Електронний газ, який не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.

Астрономи порівнюють процес охолодження гарячого білого карлика з охолодженням залізного прута, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик охолоджується швидко, але в міру падіння температури усередині нього охолодження сповільнюється. Згідно з оцінками, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою білий карлик має зникнути й стати чорним карликом, проте на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох вчених, є досить сумнівним, щоб вік Всесвіту був достатньо великий для появи в ній чорних карликів.

Інші астрономи вважають, що і в початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і згасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить охолонуть, вони затвердіють.

Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільш добре вивчених випадках маси білих карликів, виміряні з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і становили приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю виродженої не обертається зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, то цілком можливі маси, у кілька разів перевищують сонячну.

Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонці. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна зробити висновок, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна і та ж. У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їх кількість перевищує 1500. Астрономи вважають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, в сфері з радіусом в 30 світлових років має знаходитися близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами в кінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить в стадію білого карлика?

Найважливіший крок у вирішенні проблеми був зроблений, коли астрономи завдали становище центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих в центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.

На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми із слабкою, але гарячої зіркою в центрі. Насправді ця маса являє собою складну турбулентну, концентричну оболонку, яка розширюється зі швидкостями 15-50 км / с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, насправді вони є оболонками та швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км / с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких вдалося виміряти відстань, становлять близько 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючись із зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженим і не може порушуватися, а отже, його не можна побачити через 100 000 років.

Багато планетарні туманності, спостережувані нами сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий їх вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих у природі. Температура їх поверхні змінюється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високих температур велика частина випромінювання зірки доводиться на далеку ультрафіолетову область електромагніт-

іншого спектра. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетвориться і перевипромінює газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіші, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - тому що величезна кількість випромінювання зірки доводиться на невидиму частину спектру.

З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їх маси поміщене в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів в надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Проте газові оболонки багаті воднем і гелієм.

Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина або більше з них походять від нормальних зірок головної послідовності, не проходять через стадію планетарної туманності.

Повна картина освіти білих карликів туманна і невизначена. Відсутня так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І тим не менш загальний висновок такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до свого фіналу, подібного стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «кладовищах» у вигляді чорних, невидимих ​​карликів.

Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні зірки.

Супернова.

Близько семи тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши з себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зіткнулася з серйозною енергетичною проблемою - її фізична цілісність опинилася під загрозою. Коли була пройдена межа стійкості, вибухнув захоплюючий, надзвичайно потужний, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку.

Шість тисяч років мчав з космічних просторах світло від цієї зірки з сузір'я Тельця і досяг нарешті Землі. Це трапилося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в дрімоту, і у арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, велично блискає на небі перед сходом Сонця.

Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили що світиться небесний об'єкт, який був багато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні та Кайфине і назвали "зіркою-гостею". Це був найяскравіший після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р .., його було видно навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабше, але все ж залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056г. Це була найяскравіша з усіх зареєстрованих наднових - вона сяяла як 500 млн. Сонць. Якби вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самої темної ночі при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.

У європейських хроніках тих років немає ніяких згадок про дану подію, але не слід забувати, що то були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згас світло науки.

Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар виявили доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Арізоні. У каньйоні зображення було викарбовано на камені, а в печері - намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображений гурток і півмісяць. Міллер тлумачить ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають поява наднової в 1054р. Для такого висновку є дві підстави: по-перше, в 1054р., Коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.

По-друге, за знайденими в тих місцях глиняним черепкам встановлено, що близько тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, мабуть, є художнім зображенням наднової, зробленим стародавніми індіанцями.

Після фотографування та ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворюють складну хаотичну розширюється газову оболонку, що укладають кілька зірок. Весь цей комплекс з газу і зірок був названий Крабоподібної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з

центральних зірок, та сама, яка вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. К і надзвичайно малий

діаметр. За фотографіями і спектрограми можна визначити фізичні характеристики зірки.

В результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабовидної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ включає в себе водень, гелій, кисень, неон, сірку. І по-друге, більша світиться аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.

За фотографіями, зробленими близько дванадцяти років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центру назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизно відстань і швидкість розширення, вчені визначили, що близько дев'яти століть тому на місці туманності був точковий джерело. Таким чином вдалося встановити прямий зв'язок між крабовидної туманність і тим вибухом наднової, який майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.

Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і є приводом для висунення суперечливих гіпотез.

Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічним змінам, в результаті чого досягається деяке рівноважний стан, що дозволяє зірку гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її чекають неймовірні зміни.

Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, які прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, що розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, яке може привести зірку до стадії білого карлика і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово охолоджується і закінчує своє життя, перетворившись на холодний, позбавлений життя, невидимий зоряний шлак.

Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги - підтримувати високу температуру. Але для цього потрібно внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, регулярно постачає енергію, під кінець? Звичайно вона ще не енергетичний «банкрот», вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центру, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна каменю, який лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіє потенційною енергією. Енергія укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній коморі, з якої в потрібний момент її можна витягнути.

Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискатися, поповнюючи таким чином запас своєї внутрішньої енергії. Як довго триває це стиснення? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що насправді відбувається катастрофічне стиснення, за яким слідує катастрофічний вибух. Поштовхом вибуху, рятуєш зірку від надлишку маси, є значення

щільності, створюване при стискуванні. Позбувшись надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного згасання.

Найбільший інтерес для учених представляє процес, в ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних дослідів; величезну роль при цьому відіграють сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірку і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої утричі перевищує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, в 60 разів перевищує світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.

Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають в надрах зірки майже протягом всього її життя, водень перетворюється в гелій. Після того як значна частина речовини зірки перетвориться на гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, який потім перетворюється на кисень і неон. Таким чином, гелиевое ядро починає породжувати більш важке ядро, що складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової енергопроводящей системою. У тонкій оболонці, з одного боку від якої знаходиться водень, а по інший гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно зростає. Стиснення зірки веде до ущільнення її ядра та зростання температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при таких високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають в ядерні реакції. Однак через деякий час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, який в ході реакцій перетворюється а магній і кремній. Освіта магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматерії, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів - аж до урану - найважчого з природних елементів.

Але ось витрачений весь неон в ядрі. Ядро починає стискатися, і знову стиснення супроводжується зростанням температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію і атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворюють атоми нікелю, які незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони і атоми гелію. З'являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше триває освіту більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії через великий температури відбуваються деякі нові явища.

Хойл вважає, що при температурах близько мільярда градусів виникає потужне гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес зворотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. До, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавим і несподіваним виявився наступний результат: при подальшому збільшенні температури і посилення процесів руйнування і з'єднання ядра в підсумку приєднують все більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, та ін Але з усіх цих елементів найбільш представлено залізо. Як і раніше, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своїм внутрішнім будовою зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.

Як відзначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка виявляється напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають в залізному ядрі зірки, призводять до перетворення протонів на нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, що забирають з собою в космічний простір значна кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, оскільки вони призводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, в дію вступають знову гравітаційні сили, покликані доставити зірку необхідну енергію. Сили гравітації все швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесені нейтрино. Як і раніше стиск зірки супроводжується зростанням температури, яка врешті-решт досягає 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються дещо інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, піддається серйозним змінам: елементи цієї групи вже не вступають у реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися на гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Більша частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів.

На цьому етапі, як вказує Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія вивільнялася внаслідок злиття легких ядер. Тим самим величезні її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворюючи гелій: зірка виявляється вимушеної заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися вкрай швидко, тобто ядро має різко стиснутися; відбувається «вибух всередину», відриває ядро зірки від її зовнішніх шарів. Він повинен відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.

Імплозія, або вибух всередину, усуває тиск, підтримувало зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз виявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить в свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. К), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, що дорівнює 2,5 млрд. До, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити свічення під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення - до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється на теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, рівна енергії, яку Сонце випромінює за мільярд років!

Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає їх в космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів на секунду. На ці шари доводиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворюючи туманність, яка тягнеться на багато мільйонів мільйонів кілометрів.

Газ за інерцією продовжує віддалятися від зірки до тих пір, поки, можливо через 100 000 років, речовина туманності не стане настільки розрядженою і дифузним, що більше вже не зможе порушуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячої материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але найголовніше: як у вибухнув речовині, так і в межзвезном газі присутній магнітне поле. Стиснення газу за фронтом ударної хвилі викликає стиск силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що в свою чергу призводить до збільшення енергії електронів, і їх прискорення. У результаті залишається надгаряча зірка, маса якої зменшилась саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і померти. Цілком ймовірно вона стане нейтронної зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більш, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона в кінцевому рахунку може перетворитися на чорну діру.

Наднові - дуже рідкісні об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи найновіших. Перша - це, звичайно, Крабоподібна туманність, друга - Супернова Тихо Браге, виявлена ​​в 1572г .., і третя - Супернова Кеплера, відкрита ним у 1604 р. Нещодавно стало відомо про наднової в сузір'ї Вовка. Астрономи обчислили, що кожна зоряна система, галактика, в середньому раз в сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 найновіших.

Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедя і Кассіопея А, які, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького Шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедя майже неможливо встановити, але вважають, що якщо це дійсно залишки вибуху наднової, то Петля в Лебедя почала своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша наднова на небі, так як її розширення почалося приблизно в 1700р.

Чому природа створює такі дивовижні об'єкти? Як вони виникають? Який механізм спалахів, які по своїй яскравості можуть суперничати з сяйвом десятків мільярдів зірок? Який кінцевий продукт зоряного вибуху? Це тільки частина питань, які виникають у астронома, який спостерігає за грандіозний вибух в тому чи іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно досліджувати історію життя зірки.

Професор Джон А. Уїллер зауважив: «Одна справа вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа - коли ми беремося передбачати химерну динаміку наднової. Ми вміємо у подробицях пророкувати та перебіг ядерних реакцій, що йдуть в надрах Сонця та інших зірок, і вихід енергії випромінювання з поверхні зірки. Проте чи можемо ми з такою ж упевненістю говорити про зірок, що зазнають потужні внутрішні руху? »

Нещодавно вчені зробили спробу застосувати математичну тоерію атомного вибуху для опису гідродинаміки найновіших. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, яка свідомо не надто далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п'ять типів наднових; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2. Вони відрізняються один від одного світності, характером зміни світності, спектрами, а також кількістю та місцем розташування в конкретній галактиці або в різних типах галактик. Характер зміни світності з часом у наднових обох основних типів практично однаковий.

НЕЙТРОННІ.

Зірки, у яких маса в 1,5-3 рази більше, ніж у Сонця не зможуть у кінці життя зупинити своє стиснення на стадії білого карлика. Потужні сили гравітації стиснуть їх до такої щільності, при якій відбудеться «нейтралізація» речовини: взаємодія електронів з протонами призведе до того, що майже вся маса зірки буде укладена в нейтронах. Утворюється нейтронна зірка. Найбільш масивні зірки можуть звернутися в нейтронні, після того як вони вибухнуть як наднові.

Концепція нейтронних зірок не нова: перше припущення про можливість їх існування було зроблено талановитими астрономами Фріцем Цвіккі і Вальтером Баарде з Каліфорнії в 1934р. (Дещо раніше в 1932р. Можливість існування нейтронних зірок була передбачена відомим радянським вченим Л. Д. Ландау.) Наприкінці 30-х років вона стала предметом досліджень інших американських вчених Оппенгеймера і Волкова. Інтерес цих фізиків до даної проблеми був викликаний прагненням визначити кінцеву стадію еволюції масивної сжи-мающіхся зірки. Так як роль і значення наднових розкрилися приблизно в той же час, було висловлено припущення, що нейтронна зірка може виявитися залишком вибуху наднової. До нещастя, з початком другої світової війни увагу вчених переключилася на військові потреби і детальне вивчення цих нових і надзвичайно загадкових об'єктів було припинено. Потім, в 50-х роках, вивчення нейтронних зірок відновили суто теоретично з метою встановити, чи мають вони відношення до проблеми народження хімічних елементів в центральних областях зірок. Нейтронні зірки залишаються єдиним астрофізичним об'єктом, існування і властивості яких були передбачені задовго до їх відкриття.

На початку 60-х років відкриття космічних джерел рентгенівського випромінювання дуже обнадіяла тих, хто розглядав нейтронні зірки як можливі джерела небесного рентгенівського випромінювання. До кінця 1967р. був виявлений новий клас небесних об'єктів - пульсари, що призвело учених в замішання. Це відкриття стало найбільш важливою подією у вивченні нейтронних зірок, так як воно знову підняло питання про походження космічного рентгенівського випромінювання.

Говорячи про нейтронних зірок, слід враховувати, що їх фізичні характеристики встановлені теоретично і вельми гіпотетична, так як фізичні умови, що існують в цих тілах, не можуть бути відтворені в лабораторних експериментах.

Вирішальне значення на властивості нейтронних зірок надають гравітаційні сили. За різними оцінками, діаметри нейтронних зірок становлять 10-200 км. І цей незначний за космічним поняттям обсяг «набитий» такою кількістю речовини, що може скласти небесне тіло, подібне Сонцю, діаметром близько 1,5 млн. км, а за масою майже в третину мільйона разів важча за Землю! Природний наслідок такої концентрації речовини - неймовірно висока щільність нейтронної зірки. Фактично вона виявляється настільки щільною, що може бути навіть твердою. Сила тяжкості нейтронної зірки настільки велика, що людина важив би там близько мільйона тонн. Розрахунки показують, що нейтронні зірки сильно намагнічені. Згідно з оцінками, магнітне поле нейтронної зірки може досягати 1млн. млн. гаус, тоді як на Землі воно становить 1 гаус. Радіус нейтронної зірки приймається близько 15 км, а маса - близько 0,6 - 0,7 маси Сонця. Зовнішній шар є магнітосферу, що складається з розрідженої електронної та ядерної плазми, яка пронизана потужним магнітним полем зірки. Саме тут зароджуються радіосигнали, які є відмітною ознакою пульсарів. Надшвидкі заряджені частинки, рухаючись по спіралях уздовж магнітних силових ліній, дають початок різного роду випромінювань. В одних випадках виникає випромінювання в радіодіапазоні електромагнітного спектра, в інших - випромінювання на високих частотах. Майже відразу ж під магнітосферою щільність речовини сягає 1 т/см3, що в 100 000 разів більше щільності заліза.

Наступний за зовнішнім шар має характеристики металу. Цей шар «надтвердого» речовини, що у кристалічній формі. Кристали складаються з ядер атомів з атомної масою 26 - 39 і 58 - 133. Ці кристали надзвичайно малі: щоб покрити відстань в 1 см, потрібно збудувати в одну лінію близько 10 млрд. кристаликів. Щільність в цьому шарі більш ніж в 1 млн. разів вище, ніж у зовнішньому, чи інакше, в 400 млрд. разів перевищує щільність заліза. Рухаючись далі до центру зірки, ми перетинаємо третій шар. Він включає в себе область важких ядер типу кадмію, але також багатий нейтронами і електронами. Щільність третього шару в 1 000 разів більше, ніж попереднього.

Глибше проникаючи в нейтронну зірку, ми досягаємо четвертого шару, щільність при цьому зростає незначно - приблизно у п'ять разів. Проте при такій щільності ядра вже не можуть підтримувати свою фізичну цілісність: вони розпадаються на нейтрони, протони й електрони. Більша частина речовини перебуває у вигляді нейтронів. На кожен електрон і протон доводиться по 8 нейтронів. Цей шар, по суті, можна розглядати як нейтронну рідина, «забруднений» електронами і протонами.

Нижче цього шару знаходиться ядро нейтронної зірки. Тут щільність приблизно в 1,5 рази більше, ніж у вищележачому шарі. І тим не менше навіть таке невелике збільшення щільності призводить до того, що частинки в ядрі рухаються багато швидше, ніж в будь-якому іншому шарі. Кінетична енергія руху нейтронів, змішаних з невеликою кількістю протонів і електронів, настільки велика, що постійно відбуваються непружні зіткнення частинок. У процесах зіткнення народжуються всі відомі в ядерній фізиці частинки і резонанси, яких налічується більше тисячі. Цілком ймовірно, присутня велика кількість ще не відомих нам частинок.

Температури нейтронних зірок порівняно високі. Цього і слід було очікувати, якщо врахувати, як вони виникають. За перші 10 - 100 тис. років існування зірки температура ядра зменшується до декількох сотень мільйонів градусів. Потім настає нова фаза, коли температура ядра зірки повільно зменшується внаслідок випущення електромагнітного випромінювання.

Чорні дірки

Якщо маса зірки в два рази перевищує сонячну, то до кінця свого життя зірка може вибухнути як наднова, але якщо маса речовини що залишився після вибуху, все ще перевершує дві сонячні, то зірка повинна стиснутися в крихітне щільне тіло, так як гравітаційні сили цілком придушують всяке внутрішній опір стисненню. Вчені вважають, що саме в цей момент катастрофічний гравітаційний колапс призводить до виникнення чорної діри. Вони вважають, що із закінченням термоядерних реакцій зірка вже не може перебувати в стійкому стані. Тоді для масивної зірки залишається один неминучий шлях - шлях загального і повного стиснення (колапсу), що перетворює її в невидиму чорну діру.

У 1939р. Р. Оппенгеймер і його аспірант Снайдер в Каліфорнійському університеті (Берклі) займалися з'ясуванням остаточної долі великої маси холодного речовини. Одним з найбільш вражаючих наслідків загальної теорії відносності Ейнштейна виявилося таке: коли велика маса починає коллапсировать, цей процес не може бути зупинений і маса стискається в чорну діру. Якщо, наприклад, невращающаяся симетрична зірка починає стискатися до критичного розміру, відомого як гравітаційний радіус, або радіус Шварцшильда (названий так на честь Карла Шварцшильда, якої першим вказав на його існування). Якщо зірка досягає цього радіусу, то вже не що не може перешкодити їй завершити колапс, тобто буквально замкнутися в собі. Чому ж дорівнює гравітаційний радіус? Суворе математичне рівняння показує, що для тіла з масою Сонця гравітаційний радіус дорівнює майже 3 км, тоді як для системи, що включає мільярд зірок, - галактики - цей радіус виявляється рівним відстані від Сонця до орбіти планети Уран, тобто становить близько 3 млрд. км .

Які ж фізичні властивості «чорних дірок» і як вчені припускають виявити ці об'єкти? Багато вчених роздумували над цими питаннями; отримані деякі відповіді, які здатні допомогти в пошуках таких об'єктів.

Сама назва - чорні діри - говорить про те, що це клас об'єктів, які не можна побачити. Їх гравітаційне поле настільки сильно, що якби якимось шляхом вдалося опинитися поблизу чорної діри і направити в бік від її поверхні промінь самого потужного прожектора, то побачити цей прожектор було б не можна навіть з відстані, не перевищує відстань від Землі до Сонця. Дійсно, навіть якщо б ми змогли сконцентрувати весь світ Сонця в цьому потужному прожекторе, ми не побачили б його, так як світло не зміг би подолати вплив на нього гравітаційного поля чорної діри і покинути її поверхню. Саме тому така поверхня називається абсолютним горизонтом подій. Вона являє собою кордон чорної діри.

Вчені відзначають, що ці незвичайні об'єкти нелегко зрозуміти, залишаючись в рамках законів тяжіння Ньютона. Поблизу поверхні чорної діри гравітація настільки сильна, що звичні ньютонівські закони перестають тут діяти. Їх слід замінити законами загальної теорії відносності Ейнштейна. Відповідно до одного з трьох наслідків теорії Ейнштейна, залишаючи масивне тіло, світло повинен відчувати червоне зміщення, так як він повинен відчувати червоне зміщення, оскільки він втрачає енергію на подолання гравітаційного поля зірки. Випромінювання, що приходить від щільної зірки, подібної білому карлику - супутника Сіріуса А, - лише злегка зміщується в червону область спектра. Чим щільніше зірка, тим більше це зсув, так що від надщільний зірки зовсім не приходитиме випромінювання у видимій області спектра. Але якщо гравітаційне дію зірки збільшується в результаті її стиснення, то сили тяжіння виявляються настільки великі, що світло взагалі не може покинути зірку. Таким чином, для будь-якого спостерігача можливість побачити чорну діру повністю виключена! Але тоді, природно, виникає запитання: якщо вона невидима, то як же ми можемо її виявити? Щоб відповісти на це запитання, вчені вдаються до майстерним вивертів. Руффини і Уїллер досконально вивчили цю проблему і запропонували кілька способів нехай не побачити, але хоча б виявити чорну діру. Почнемо з того, що, коли чорна діра народжується в процесі гравітаційного колапсу, вона повинна випромінювати гравітаційні хвилі, які могли б перетинати простір зі швидкістю світла і на короткий час спотворювати геометрію простору поблизу Землі. Це спотворення проявилося б у вигляді гравітаційних хвиль, що діють одночасно на однакові інструменти, встановлені на земній поверхні на значних відстанях один від одного. Гравітаційне випромінювання могло б приходити від зірок, що зазнають гравітаційний колапс. Якщо протягом звичайного життя зірка оберталася, то, стискаючись і стаючи все менше і менше, вона буде обертатися все швидше зберігаючи свій момент кількості руху. Нарешті вона може досягти такої стадії, коли швидкість руху на її екваторі наблизиться до швидкості світла, тобто до гранично можливої ​​швидкості. У цьому випадку зірка виявилася б сильно деформованої і могла б викинути частину речовини. При такій деформації енергія могла б йти від зірки у вигляді гравітаційних хвиль з частотою близько тисячі коливань в секунду (1000 Гц).

Дж. Вебер встановив пастки гравітаційних хвиль в Аргоннської національної лабораторії поблизу Чикаго і в Мерілендського університету. Вони складалися з масивних алюмінієвих циліндрів, які повинні були коливатися, коли гравітаційні хвилі досягнуть Землі. Використовувані Вебером детектори гравітаційного випромінювання реагують на високі (1660 Гц), так і на дуже низькі (1 коливання в годину) частоти. Для детектування останньої частоти використовується чутливий гравіметрія, а детектором є сама Земля. Власна частота коливань квадрупольних Землі дорівнює одному коливанню за 54 хв.

Всі ці пристрої повинні були спрацьовувати одночасно в момент, коли гравітаційні хвилі досягнуть Землі. Дійсно вони спрацьовували одночасно. Але на жаль, пастки включалися занадто часто - приблизно раз на місяць, що виглядало дуже дивно. Деякі вчені вважають, що хоча досліди Вебера і отримані ним результати цікаві, але вони недостатньо надійні. З цієї причини багато хто ставиться дуже скептично до ідеї детектування гравітаційних хвиль (експерименти з детектування гравітаційних хвиль, аналогічні дослідам Вебера, пізніше були перевірені в ряді інших лабораторій і не підтвердили результатів Вебера. В даний час вважається, що досліди Вебера помилкові).

Роджер Пенроуз, професор математики Біркбекского коледжу Лондонського університету, розглянув цікавий випадок колапсу і освіти чорної діри. Він також допускає, що чорна діра зникає, а потім виявляється в інший час у якийсь інший всесвіту. Крім того, він стверджує, що народження чорної діри під час гравітаційного колапсу є важливим вказівкою на те, що з геометрією простору-часу відбувається щось незвичайне. Дослідження Пенроуза показують, що колапс закінчується утворенням сингулярності, тобто він повинен тривати до нульових розмірів і нескінченної щільності об'єкта. Останні умова дає можливість іншого всесвіту наблизитися до нашої сингулярності, і не виключено, що сингулярність перейде в цю нову всесвіт. Вона навіть може з'явитися в будь-якому іншому місці нашої власної Всесвіту.

Деякі вчені розглядають освіту чорної діри як маленьку модель того, що, згідно прогнозам загальної теорії відносності, в кінцевому рахунку може трапитися із Всесвітом. Загальновизнано, що ми живемо в незмінно розширюється Всесвіту, і один з найбільш важливих і насущних питань науки стосується природи Всесвіту, її минулого і майбутнього. Без сумніву, всі сучасні результати спостережень вказують на розширення Всесвіту. однак на сьогодні один з найбільш каверзних питань такий: сповільнюється чи швидкість цього розширення, і якщо так, то не стиснеться чи Всесвіт через десятки мільярдів років, утворюючи сингулярність. Мабуть, коли-небудь ми зможемо з'ясувати, яким шляхом слід Всесвіт, але, можливо, набагато раніше, вивчаючи інформацію, яка просочується при народженні чорних дір, і ті фізичні закони, які керують їх долею, ми зможемо передбачити остаточну долю Всесвіту.

Майже все своє життя зірка зберігає температуру і розмір практично постійними. Значення головної послідовності полягає в тому, що більшість звичайних зірок виявляються нормальними, тобто позбавленими будь-яких особливостей. Ми вправі очікувати, що ці зірки підкоряються певним залежностям, подібним, наприклад, згаданої головної послідовності. Більшість зірок виявляються на цій похилій лінії - головної послідовності, тому, що зірка може прийти на цю лінію всього лише за кілька сотень тисяч років, а покинувши її, прожити ще кілька сотень мільйонів років, більшість зірок свідомо залишається на головній послідовності протягом мільярдів років . Народження і смерть - мізерно малі миті в житті зірки. Наше Сонце, що є звичайною зіркою, знаходиться на цій послідовності вже протягом 5-6 млрд. років і, мабуть, проведе на ній ще стільки ж часу, оскільки зірки з такою масою і таким хімічним складом, як у Сонця, живуть 10-12 млрд. років. Зірки багато меншої маси знаходяться на головній послідовності приблизно 50 млрд. років. Якщо ж маса зірки в 30 разів перевершує сонячну, то час її перебування на головній послідовності складе всього близько 1 млн. років.

Повернемося до розгляду процесів, що відбуваються при народженні зірки: вона продовжує стискатися, стиснення супроводжується зростанням температури. Температура повзе вгору, і ось величезний газовий куля починає світитися, його вже можна спостерігати на тлі темного нічного неба як тьмяний червонуватий диск. Значна частка енергії його випромінювання як і раніше доводиться на інфрачервону область спектра. Але це ще не зірка. У міру того як речовина протозірки ущільнюється, воно все швидше падає до центру, розігріваючи ядро зірки до все більш високих температур. Нарешті температура сягає 10 млн. К, і тоді починають протікати термоядерні реакції - джерело енергії всіх зірок у Всесвіті. Як тільки термоядерні процеси включаються в дію, космічне тіло перетворюється на повноцінну зірку.

Стискаючись, пил і газ утворюють протозірку; її речовина являє собою типовий зразок речовини навколишнього нас частини космічного простору. Говорячи про зразок речовини Всесвіту, ми маємо на увазі, що цей шматочок межзвезной середовища на 89% складається з водню, на 10%-з гелію; такі елементи, як кисень, азот, вуглець, неон і т. п. складають в ньому менше 1% , а всі метали, разом узяті, - не більше 0,25%. Таким чином, зірка в основному складається з тих елементів, які найчастіше зустрічаються у Всесвіті. І оскільки найбагатше у Всесвіті представлений водень, то, звичайно, будь-які термоядерні реакції повинні протікати з його участю.

Подекуди зустрічаються куточки космічного простору з підвищеним вмістом важких елементів, але це лише місцеві аномалії - залишки давніх зоряних вибухів, розпорошений та поділений в околиці важкі елементи. Ми не будемо зупинятися на таких аномальних областях з підвищеною концентрацією важких елементів, а зосередимо увагу на зірках, що складаються в основному з водню.

Коли температура в центрі протозірки досягає 10 млн. К, починаються складні (але детально вивчені) термоядерні реакції, в ході яких з ядер водню (протонів) утворюються ядра гелію; кожні чотири протона, об'єднуючись, створюють атом гелію. Спочатку, коли з'єднуються один з одним два протона, виникає атом важкого водню, або дейтерію. Потім останній стикається з третім протоном, і в результаті реакції народжується легкий ізотоп гелію, що містить два протони і один нейтрон.

У сум'ятті, яка панує в ядрі зірки, швидко рухомі атоми легкого гелію іноді стикаються один з одним, в результаті чого з'являється атом звичайного гелію, що складається з двох протонів і двох нейтронів. Два зайвих протона повертаються назад в гарячу суміш, щоб коли-небудь знову вступити в реакцію, що породжує гелій. У цьому процесі близько 0,7% маси перетворюється на енергію. Описана ланцюжок реакцій - один з важливих термоядерних циклів, що протікають в ядрах зірок при температурі близько 10 млн. К. Деякі астрономи вважають, що при більш низьких температурах можуть протікати інші реакції, в яких беруть участь літій, берилій і бор. Але вони тут же роблять застереження, що якщо такі реакції і мають місце, то їх відносний внесок в генерацію енергії незначний.

Коли температура в надрах зірки знову збільшується, в дію вступає ще одна важлива реакція, в якій в якості каталізатора бере участь вуглець. Почавши із водню і вуглецю-12, така реакція призводить до утворення азоту-13, який спонтанно розпадається на вуглець-13 - ізотоп вуглецю, важчий, ніж той, з якого реакція начіналась.Углерод-13 захоплює ще один протон, перетворюючись в азот -14. Останній подібним же шляхом стає киснем-15. Цей елемент також нестійкий і в результаті спонтанного розпаду перетворюється на азот-15. І нарешті азот-15, приєднавши до себе четвертий протон, розпадається на вуглець-12 і гелій.

Таким чином, побічним продуктом цих термоядерних реакцій є вуглець-12, який може знову започаткувати реакцій даного типу. Об'єднання чотирьох протонів призводить до утворення одного атома гелію, а різниця в масі чотирьох протонів і одного атома гелію, що становить близько 0,7% від початкової маси, проявляється у вигляді енергії випромінювання зірки. На Сонце кожну секунду 564 млн. т водню перетворюється в 560 млн. т гелію, а різниця - 4 млн. т речовини - перетворюється на енергію і випромінюється в простір. Важливо, що механізм генерації енергії в зірку залежить від температури.

Саме температура ядра зірки визначає швидкість процесів. Астрономи вважають, що при температурі близько 13 млн. До вуглецевий цикл щодо неістотний. Отже, при такій температурі переважає протон-протонний цикл. При збільшенні температури до 16 млн. К, ймовірно, обидва циклу дають рівний внесок у процес генерації енергії. Коли ж температура ядра піднімається вище 20 млн. К, переважаючим стає вуглецевий цикл.

Як тільки енергія зірки починає забезпечуватися за рахунок ядерних реакцій, гравітаційне стиснення, з якого почався весь процес, припиняється. Тепер самопідтримується реакція може тривати протягом часу, тривалість якого залежить від початкової маси зірки і складає приблизно від 1 млн. років до 100 млрд. років і більше. Саме в цей період зірка досягає головної послідовності і починає своє довге життя, що протікає майже без змін. Цілу вічність проводить зірка в цій стадії. Нічого особливого з нею не відбувається, вона не привертає до себе пильної уваги. Тепер це всього-на-всього повноцінний член зоряної колонії, загублений серед безлічі побратимів.

Проте процеси, що протікають в ядрі зірки, несуть в собі зародки її прийдешнього руйнування. Коли дерево чи вугілля згоряють у каміні, виділяється тепло, а в якості продуктів відходу утворюються дим і зола. В "каміні" зоряного ядра водень - це вугілля, а гелій - зола. Якщо з каміна час від часу не видаляти золу, то вона може забити його і вогонь погасне.

Якщо в ядрі зірки речовина не перемішується, в термоядерних реакціях починають приймати участь верстви, безпосередньо примикають до гелієвої ядра, що забезпечує зірку енергією. Проте з часом запаси водню в цих шарах вичерпуються і ядро розростається все більше і більше. Нарешті досягається стан, коли в ядрі зовсім не залишається водню. Звичайні реакції перетворення водню в гелій припиняються; зірка залишає головну послідовність і вступає в порівняно короткий (але цікавий) відрізок свого життєвого шляху, відзначений надзвичайно бурхливими реакціями.

Коли водню стає мало і він більше не може брати участь в реакціях, джерело енергії вичерпується. Але, як ми вже знаємо, зірка є тонко збалансований механізм, в якому тиск, що роздувають зірку зсередини, повністю урівноважене гравітаційним притяганням. Отже, коли генерація енергії слабшає, тиск випромінювання різко падає і сили тяжіння починають стискати зорю. Знову відбувається падіння речовини до її центру, багато в чому нагадує те, з якого почалося народження протозірки. Енергія, що виникає при гравітаційному стисненні, набагато більше енергії, що виділяється тепер в ядерних реакціях, а раз так, то зірка починає швидко стискуватися. В результаті верхні шари зірки нагріваються, вона знову розширюється і росте в розмірах до тих пір, поки зовнішні шари не стануть достатньо розрідженими, краще пропускають випромінювання зірки. Вважають, що зірка типу Сонця може збільшитися настільки, що заповнить орбіту Меркурія. Після того як зірка починає розширюватися, вона залишає головну послідовність і, як ми вже бачили, дні її тепер полічені. З цього моменту життя зірки починає хилитися до заходу.

Коли зірка стискається, за рахунок роботи сил тяжіння виділяється величезна енергія, яка роздуває зірку. Здавалося б, це повинно привести до падіння температури в ядрі. Але це не так. Проти очікування температура в ядрі зірки різко зростає. У відносно тонкому шарі навколо ядра все ще відбувається звичайне ядерне вигоряння водню, що призводить до збільшення вмісту гелію в ядрі. Коли в ядрі концентрується близько половини маси зірки, остання розширюється до свого максимального розміру і її колір з білого стає жовтим, а потім червоним, оскільки температура поверхні зірки зменшується. Тепер зірка вступає в нову фазу. Температура ядра росте до тих пір, поки не перевищить 200 млн. К. При такій температурі починає вигоряти гелій, в результаті чого утворюється вуглець. Три ядра гелію, зливаючись, перетворюються в ядро вуглецю, який виявляється більш легким, ніж три вихідних ядра гелію, тому така реакція також йде з виділенням енергії. Знову тиск радіації, яке відігравало таку важливу роль, коли зірка знаходилася на головній послідовності, починає протидіяти тяжінню, і ядро зірки знову утримується від подальшого стиснення. Зірка повертається до звичайних розмірах; в міру того як це відбувається, температура її поверхні росте і вона з червоної стає білою.

У цей момент за деякими загадкових причин зірка виявляється нестійкою. Астрономи вважають, що змінні зірки, тобто зірки, періодично змінюють свою світність, виникають на цій стадії зоряної еволюції, оскільки процес стиснення відбувається не гладко і на деяких його етапах виникають ритмічні коливання зірки. На цій стадії зірка може пройти через фазу нової, протягом якої вона раптово викидає в міжзоряний простір значна кількість речовини; воно, приймаючи вигляд розширюється оболонки, може містити значну частину маси зірки. Спалахи деяких нових багаторазово повторюються, і це означає, що однією спалаху недостатньо, щоб зірка досягла стійкості. Але з часом вона набуває стійкість, коливання зникають, зірка починає свій довгий шлях до зоряного кладовища. Навіть на цій стадії зірка ще здатна до активності. Вона може стати наднової. Причина, по якій зірка виявляється здатною на таку активність, обумовлена ​​кількістю речовини, які залишилися в неї до цієї стадії.

Коли ми обговорювали процеси, що протікають в надрах зірки, ми говорили, що основним продуктом ядерних реакцій є гелій. У міру того як переробляється все більше і більше водню, росте гелиевое ядро зірки. Водень зникає, отже, енерговиділення за рахунок цього джерела також припиняється. Але при температурі близько 200 млн. До відкривається ще один шлях, слідуючи якому гелій породжує більш важкі елементи, і в цьому процесі виділяється енергія. Два атома гелію з'єднуються, утворюючи атом берилію, який зазвичай знову розпадається на атоми гелію. Проте температури і швидкості реакцій настільки високі, що, перш ніж відбувається розпад берилію, до нього приєднується третій атом гелію і утворюється атом вуглецю.

Але процес не зупиняється, оскільки тепер атоми гелію, бомбардуючи вуглець, породжують кисень, бомбардуючи кисень, дають неон, а бомбардуючи неон, виробляють магній. На цій стадії температура ядра ще занадто низька для утворення більш важких елементів. Ядро знову стискається, і так продовжується до тих пір, поки температура не досягне величини порядку мільярди градусів і не почнеться синтез більш важких елементів. Якщо в результаті подальшого стиснення ядра температура піднімається до 3 млрд. До, важкі ядра взаємодіють один з одним до тих пір, поки не утвориться залізо. Процес зупиняється. Якщо атоми гелію будуть бомбардувати ядра заліза, то замість утворення більш важких елементів відбудеться розпад ядер заліза.

На цій стадії життя зірки її ядро складається з заліза, оточеного шарами ядер більш легких елементів аж до гелію, а зовнішній тонкий шар утворений воднем, який ще забезпечує деяку кількість енергії. Нарешті настає час, коли водень виявляється повністю витраченим і це джерело енергії вичерпується. Перестають також діяти і інші механізми генерації енергії; зірка позбавляється всяких засобів для відтворення своїх енергетичних запасів. Це означає, що вона повинна померти. Тепер, вичерпавши запаси ядерної енергії, зірка може тільки стискатися і використовувати гравітаційну енергію, щоб підтримати своє світіння. Зірка буде скорочуватися і яскраво світитися. Коли ж і ця енергія вичерпається, зірка починає змінювати свій колір від білого до жовтого, потім до червоного; нарешті вона перестає випромінювати і починає безперервне подорож в неозорому космічному просторі у вигляді маленького темного безживного об'єкта. Але на шляху до згасання звичайна зірка проходить стадію білого карлика.

Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Реферат
172.3кб. | скачати


Схожі роботи:
Походження галактик і зірок Будова нашої Галактики Еволюція зірок
Основні характеристики зірок. Народження зірок
Основні характеристики зірок. Народження зірок
Основні характеристики зірок Народження зірок
Походження зірок
Еволюція зірок 2
Еволюція зірок 3
Еволюція зірок
Еволюція зірок
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru