Рождение и эволюция звезд

      Сверхновые -  очень  редкие  объекты.  История  засвидетельствовала  лишь несколько случаев появления сверхновых. Первая - это,  конечно, Крабовидная туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572г., и  третья - Сверхновая Кеплера, открытая  им  в 1604  г.  Недавно  стало  известно  о сверхновой в созвездии  Волка.  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. Кассиопея А -  самая молодая сверхновая на небе,  так  как  её  расширение  началось  примерно  в 1700г.

      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 везду, 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.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                 Нейтронные.

 

       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  обраться  в  нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.

      Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их существования  было  сделано  талантливыми  астрономами  Фрицем   Цвикки   и Вальтером  Баарде  из  Калифорнии  в  1934г. (несколько раньше  в   1932г. 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.

     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  1967г.  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.

      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 1 000 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 движутся много быстрее,  чем  в  любом  другом  слое.  Кинетическая  энергия движения  нейтронов,  смешанных   с   небольшим   количеством   протонов   и электронов, столь велика, что постоянно  происходят  неупругие столкновения частиц. В процессах столкновения рождаются все известные  в  ядерной  физике частицы  и  резонансы,  которых  насчитывается   более   тысячи.   По   всей вероятности, присутствует большое число ещё не известных нам частиц.

      Температуры  нейтронных  звёзд  сравнительно  высоки.  Этого  и   следует ожидать, если учесть, как они  возникают.  За  первые  10  -  100  тыс.  лет существования  звезды  температура  ядра  уменьшается  до  нескольких  сотен миллионов градусов. Затем  наступает  новая  фаза,  когда  температура  ядра звезды  медленно   уменьшается   вследствие  испускания   электромагнитного излучения.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                 Чёрные дыры.

 

      Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей  жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса  вещества  оставшегося после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться  в плотное крошечное  тело,  так  как  гравитационные  силы  всецело  подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно  в  этот момент катастрофический  гравитационный  коллапс  приводит  к  возникновению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций  звезда  уже не может находиться в  устойчивом  состоянии.  Тогда  для  массивной  звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия  (коллапса),

превращающего её в невидимую чёрную дыру.

      В  1939г.  Р.  Оппенгеймер  и его аспирант  Снайдер в Калифорнийском

университете (Беркли) занимались  выяснением  окончательной  судьбы  большой массы холодного вещества. Одним из  наиболее впечатляющих  следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее:  когда  большая  масса начинает коллапсировать, этот процесс  не  может  быть  остановлен  и  масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная  звезда начинает сжиматься до критического размера,  известного  как  гравитационный  радиус, или радиус Шварцшильда  (назван  так  в  честь  Карла  Шварцшильда, которой первым указал на его существование).  Если  звезда  достигает  этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить  коллапс,  то есть буквально замкнуться в  себе.  Чему  же равен  гравитационный  радиус? Строгое математическое уравнение показывает, что для тела  с  массой  Солнца гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как для системы,  включающей миллиард звёзд, - галактики - этот радиус оказывается  равным расстоянию  от Солнца до орбиты планеты Уран, то есть составляет около 3 млрд. км.

      Каковы же физические свойства «чёрных дыр»  и  как  учёные  предполагают обнаружить эти объекты?  Многие  учёные  раздумывали  над  этими  вопросами; получены  кое-какие  ответы,  которые  способны  помочь  в   поисках   таких объектов.

      Само название - чёрные дыры - говорит о  том,  что это класс объектов,

которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько  сильно,  что  если бы каким-то путём  удалось  оказаться  вблизи  чёрной  дыры  и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора,  то  увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не  превышающего  расстояние  от Земли до Солнца. Действительно, даже  если  бы  мы  смогли  сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели  бы  его,  так  как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного  поля  чёрной дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность  называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры.

     Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять,  оставаясь   в рамках законов тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры  гравитация столь  сильна,   что   привычные   ньютоновские   законы   перестают   здесь действовать. Их  следует  заменить  законами общей теории  относительности Эйнштейна. Согласно одному  из  трёх  следствий  теории  Эйнштейна,  покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как  он  должен испытывать красное смещение,  так  как  он  теряет  энергию  на  преодоление гравитационного  поля  звезды.  Излучение,  приходящее  от  плотной  звезды, подобной белому карлику - спутнику Сириуса А,  -  лишь  слегка  смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше  это  смещение,  так что от сверхплотной звезды совсем не будет  приходить  излучения  в  видимой области спектра. Но если  гравитационное  действие  звезды  увеличивается  в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются  настолько  велики,  что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого  наблюдателя

возможность увидеть  чёрную дыру полностью исключена!  Но  тогда  естественно возникает вопрос: если она невидима, то, как же  мы  можем её  обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос, учёные прибегают к искусным уловкам.  Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и  предложили  несколько  способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру.  Начнём  с  того,  что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она  должна излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать  пространство  со скоростью света и на короткое время искажать геометрию  пространства  вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных  волн,  действующих