Как и все тела в природе, звёзды не остаются постоянными, они появляются, эволюционируют, и наконец "умирают". чтоб проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, нужно знать, как они появляются. В прошедшем это представлялось большой загадкой ; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно обрисовать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе.
Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фото области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет возникло маленькое скопление звёзд. На снимках 1947г. В этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. Некие из них стали продолговатыми, а к 1959г. Эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - в первый раз в истории человечества люди следили рождение звёзд практически на очах этот беспрецедентный вариант показал астрономам, что звёзды могут рождаться за маленький интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды традиционно появляются в группах, либо звёздных скоплениях, оказались справедливыми.
Каков же механизм их возникновения ? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба лишь сейчас в первый раз удалось узреть "материализацию" звёзд ? Рождение звезды не может быть исключительным событием : во многих участках неба есть условия, нужные для появления этих тел.
В итоге тщательного исследования фотографий туманных участков Млечного Пути удалось найти мелкие чёрные пятнышки неверной формы, либо глобулы, представляющие собой мощные скопления пыли и газа. Они смотрятся чёрными, так как не испускают собственного света и находятся меж нами и колоритными звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, совсем сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях совсем разрежено, общий объём их так велик, что его вполне хватает для формирования маленьких скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтоб представить себе, как из глобул появляются звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего через толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем фронтам газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно разглядывать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества получают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое скопление.
Падение вещества может продолжаться сотни лет. Вначале оно происходит медлительно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё совсем слабы. Через некое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это означает, что расстояние от ее наружной границы до центра может превосходить 10 триллионов км. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет лишь через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле еще больше, а потому гравитационное сжатие происходит существенно быстрее.
Падение вещества к центру сопровождается очень частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В итоге температура глобулы растет. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.
В данной стадии протозвезда чуть видна, так как основная доля ее излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш ее уже возник. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтоб достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По разным оценкам, это время колеблется от тыщ до нескольких миллионов лет. Но, помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй считать, что более близка к действительности оценка, которая даёт малое значение времени.
тут мы обязаны сделать маленькое отступление, с тем чтоб тщательно разглядеть некие детали, связанные с рождением звезды, и оценить их действие на ее дальнейшую судьбу. Звёзды появляются с самыми различными массами. Не считая того, они могут обладать самым различным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю ее судьбу. Чтоб лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.
С вершины горы, вдалеке от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдающий с совсем острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни
из них удалены от нас на тыщу, остальные - всего на несколько световых лет. Попытаемся сейчас разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой любая звезда характеризуется двумя физическими величинами : температурой и светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые калоритные из них сразу оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее большая часть звёзд размещается вдоль наклонной полосы, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый
(Если, как это обычно принято, ось температур навести влево, а ось светимостей - вверх.) Это обычные звёзды, и их распределение называют "главной последовательностью". Полученная диаграмма именуется диаграммой Герцшпрунга - Рессела, в честь двух выдающихся астрономов, в первый раз установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играется масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней ее части.
длительность жизни звезды зависит от ее массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, совсем экономно тратят запасы собственного ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, схожих нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, равномерно расширяются и в конце концов совершенно покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся малеханький и горячий белый карлик.
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.
Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: в первый раз были открыты небесные тела, владеющие качествами, очень далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям загадочной природы вещества, запрятанного где-то в различных уголках Вселенной.
Во Вселенной много белых карликов. Одно время они числились редкостью, но внимательное исследование фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превосходит 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет обязано находиться около 100 таковых звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение более броской звезды Сириус, открыл, что ее путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой полосы; казалось, что она чуть заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., Спустя приблизительно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное действие; оно находится по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более увлекательным оказалось то событие, что если тёмный компонент вправду существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.
Перенесёмся в 1862г. И из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, наикрупнейшему строителю телескопов в США, вузам штата Миссисипи было доверено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 д (46 см), который обязан был стать самым огромным телескопом в мире. После того как Кларк окончил обработку линзы телескопа, необходимо было проверить, обеспечена ли нужная точность формы ее поверхности. С данной целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую колоритную звезду, являющуюся наилучшим объектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый «призрак», который возник на восточном краю поля зрения телескопа в блике Сириуса. Потом, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, до этого чем сдать линзу в эксплуатацию. Но эта появившаяся в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу употребляют по сей день, но на другой установке.
таковым образом, Сириус стал предметом всеобщего энтузиазма и многих исследований, ибо физические свойства двойной системы заинтересовали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось найти свойства обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние меж звёздами практически в 20 раз превосходит расстояние меж Солнцем и Землёй, то есть приблизительно равно расстоянию меж Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения характеристик орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А практически в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он приблизительно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превосходит светимость Сириуса В.
Светимость хоть какой звезды зависит от температуры поверхности звезды и ее размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А очень осложняет определение его диапазона, что нужно для установки температуры звезды. В 1915г. С внедрением всех технических средств, которыми располагала наикрупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фото диапазона Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: тем-пература спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таковым образом, спутник в реальности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.
В самом деле, обычный расчёт указывает, что каждый сантиметр данной звезды излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника обязана быть в 300´4 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В обязан иметь диаметр около 40 000 км. Но масса данной звезды составляет 95% от массы Солнца. Этот означает, что большущее количество вещества обязано быть упаковано в очень малом объёме, по другому говоря, звезда обязана быть плотной. В итоге несложных арифметических действий получаем, что плотность спутника практически в 100 000 раз превосходит плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такового вещества - около 50 т.
такая история открытия первого белого карлика. А сейчас зададимся вопросом: каким образом вещество можно сжать так, чтоб один кубический сантиметр его весил 100 кг ?
Когда в итоге высокого давления вещество сжато до огромных плотностей, как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так называемое «вырожденное давление». Оно возникает при сильнейшем сжатии вещества в недрах звезды. Конкретно сжатие, а не высокие температуры является предпосылкой вырожденного давления. Вследствие мощного сжатия атомы оказываются так плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую.
Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение долгого времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор, пока расстояние меж ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроны уже не
соединены с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в итоге ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, скопление электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические характеристики, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.
Но электронный газ проявляет и необыкновенные характеристики. По мере сжатия электронов их скорость всё больше растет, потому что, как мы знаем, согласно базовому физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь однообразные энергии. Следовательно, чтоб не занимать один и тот же элемент объёма, они обязаны двигаться с большими скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от спектра скоростей электронов. Но в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот малый объём, который они могут занимать. Другими словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой.
Установлено, что атомы газа обыденного белого карлика образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, через которую движется вырожденный электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится в обычном газообразном состоянии.
Зная физические свойства белых карликов, мы можем сконструировать их наглядную модель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В данной атмосфере астрономы обнаруживают разные знакомые химические элементы. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некий запас водорода, хотя, возможно, он не превосходит 0,05%. Тем не менее по линиям в диапазонах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят практически целиком из гелия; на водород, может быть, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов изменяются от 5000 К у "холодных" звёзд до 50 000 К у "горячих". Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится маленькое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет приблизительно 1% радиуса звезды. Слой этот может изменяться со временем, но диаметр белого карлика остаётся неизменным и равным приблизительно 40 000 км. Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большой температуры; ядро может поменять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются постоянными. Чем же определяется окончательный диаметр белого карлика ? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; мало вероятный радиус составляет 10 000 км. Теоретически, если масса белого карлика превосходит массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Конкретно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может изменяться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр ее не изменяется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика.
Под верхним слоем звезды вырожденный газ фактически изотермичен, то есть температура практически постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - более настоящая цифра 6 млн. К.
сейчас, когда мы имеем некие представления о строении белого карлика, возникает вопрос: почему он светится ? разумеется
одно: термоядерные реакции исключаются. Внутри белого карлика отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии.
Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, -это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу остывания. Электронный газ, который не похож не на один из узнаваемых на Земле газов, различается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.
Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием стального прута, вынутого из огня. Поначалу белый карлик охлаждается скоро, но по мере падения температуры внутри него остывание замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца. В конце концов белый карлик обязан исчезнуть и стать чёрным карликом, но на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется очень сомнительным, чтоб возраст Вселенной был довольно велик для появления в ней чёрных карликов.
остальные астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё достаточно горяч, скорость остывания невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость остывания возрастает и угасание происходит совсем скоро. Когда недра белого карлика довольно остынут, они затвердеют.
Так либо по другому, если принять, что возраст Вселенной превосходит 10 млрд. Лет, бардовых карликов в ней обязано быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономы предпринимают поиски бардовых карликов. Пока они безуспешны. Массы белых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить для компонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но только немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх более отлично изученных вариантах массы белых карликов, измеренные с точностью свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли приблизительно половину ее. Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся звезды обязана быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Но если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.
Сила тяжести на поверхности белых карликов приблизительно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхности белого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы белых карликов не достаточно различаются и их массы практически совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности хоть какого белого карлика приблизительно одна и та же. Во Вселенной много белых карликов. Одно время они числились редкостью, но внимательное исследование фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превосходит 1500. Астрономы полагают, что частота возникновения белых карликов постоянна, по крайней мере в течение последних 5 млрд. Лет. Может быть, белые карлики составляют более бессчетный класс объектов на небе. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет обязано находиться около 100 таковых звёзд. Возникает вопрос: все ли звёзды стают белыми карликами в конце собственного эволюционного пути ? Если нет, то какая часть звёзд переходит в стадию белого карлика ?
Важнейший шаг в решении трудности был сделан, когда астрономы нанесли положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура - светимость. Чтоб разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центре планетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела.
На фото планетарная туманность смотрится как протяжённая масса газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В реальности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования смотрятся как кольца, на деле они являются оболочками и скорость турбулентного движения газа в них достигает приблизительно 120 км/с. Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, либо около 10 триллионов км. Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в оболочках становится совсем разряженным и не может возбуждаться, а следовательно, его нельзя узреть спустя 100 000 лет.
Многие планетарные туманности, наблюдаемые нами сейчас, родились в последние 50 000 лет, а обычный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды таковых туманностей - более горячие объекты посреди узнаваемых в природе. Температура их поверхности изменяется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно больших температур крупная часть излучения звезды приходится на далёкую ультрафиолетовую область электромагнит-
другого диапазона. Это ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой области диапазона, что и дозволяет нам следить оболочку. Это значит, что оболочки существенно ярче, ежели центральные звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так как большущее количество излучения звезды приходится на невидимую часть диапазона.
Из анализа черт центральных звёзд планетарных туманностей следует, что обычное значение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса Солнца. А для синтеза тяжёлых частей в недрах звезды необходимы огромные массы. Количество водорода в этих звёздах некординально. Но газовые оболочки богаты водородом и гелием.
некие астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов появились не из планетарных туманностей. Таковым образом, хотя часть белых карликов целиком связана с планетарными туманностями, по крайней мере половина либо более из них произошли от обычных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадию планетарной туманности.
Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить только путём логических умозаключений. И тем не менее общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, схожему стадии белого карлика, и потом скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов.
Если масса звезды приблизительно вдвое превосходит массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах собственной эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а потом сжаться до размеров шаров радиусом несколько км, т.Е. Превратиться в нейтронные звёзды.
СВЕРХНОВЫЕ.
Около семи тыщ лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнимо крупная и мощная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической неувязкой - ее физическая целостность оказалась под опасностью. Когда была пройдена граница стойкости, разразился захватывающий, очень массивный, один из самых катастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.
Шесть тыщ лет мчался по космическим просторам свет от данной звезды из созвездия Тельца и достиг наконец Земли. Это случилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца.
Четвёртого июля 1054г. Китайские астрономы, вглядываясь в небо, узрели светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его следили в Пекине и Кайфыне и окрестили "звездой-гостьей". Это был самый броский после Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г , он был виден даже днём. Равномерно объект становился слабее, но всё же оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых - она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на таком расстоянии, как наиблежайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой тёмной ночью при ее свете мы могли бы свободно читать газету - она светила бы существенно ярче, чем полная Луна.
В европейских хрониках тех лет нет никаких упоминаний о данном событии, но не следует забывать, что то были годы средневековья, когда на европейском континенте практически потух свет науки.
Один увлекательный момент в истории открытия данной звезды. В 1955г. Уильям Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар нашли доисторические пиктограммы на стене одной пещеры в горе каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере - нарисовано куском гематита - красного железняка. На обоих рисунках изображён кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображение лунного серпа и звезды; по его мнению, они, может быть, показывают появление сверхновой в 1054г. Для такового заключения есть два основания: во-первых, в 1054г., Когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и ее размещение относительно сверхновой были конкретно таковыми, как показано на рисунке.
Во-вторых, по отысканным в тех местах глиняным черепкам установлено, что около тыщи лет назад в данной местности обитали индейцы. Таковым образом, картинки, по-видимому, являются художественным изображением сверхновой, сделанным старыми индейцами.
После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где находилась сверхновая, было найдено, что остатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из
центральных звёзд, та самая, которая взорвалась семь тыщ лет назад. Это нейтронная звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и очень малый
диаметр. По фотографиям и спектрограммам можно найти физические свойства звезды.
В итоге исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тыщ градусов и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон, серу. И во-вторых, крупная светящаяся аморфная область, на фоне которой мы видим газовые волокна.
По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, найдено, что некие из волокон туманности движутся от ее центра наружу. Зная угловые размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, учёные определили, что около девяти веков назад на месте туманности был точечный источник. Таковым образом удалось установить прямую связь меж крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который практически тыщу лет назад следили китайские и японские астрономы.
Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.
Звезда с массой, превосходящей солнечную приблизительно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в итоге чего достигается некое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались исследованием последних стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от ее массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, ее ждут неописуемые конфигурации.
Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением меж силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими ее изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика и дозволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом, звезда равномерно остывает и кончает свою жизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный шлак.
Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить нужное соотношение давлений. Перед звездой остаётся лишь один путь для сохранения равновесия - поддерживать высшую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обыкновенной эволюции звезда равномерно употребляет для этого ядерное горючее. Но как может звезда добыть энергию на последних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе ? естественно она ещё не энергетический «банкрот», она большой, мощный объект, значимая часть массы которого находится на большом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению обладающему возможной энергией. Энергия заключённая во внешних слоях звезды, как бы находится в большой кладовой, из которой в подходящий момент ее можно извлечь.
Итак, чтоб поддерживать давление, звезда сейчас начинает сжиматься, пополняя таковым образом запас собственной внутренней энергии. Как долго длится это сжатие ? Фред Хойл и его коллеги тщательно изучили схожую ситуацию и пришли к выводу, что в реальности происходит катастрофическое сжатие, за которым следует трагический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение
плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от лишней массы, звезда тут же возвращается на путь обыденного угасания.
больший энтузиазм для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого процесса употребляется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играются современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили ее ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с таковой массой обязана иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. Лет.
Мы уже знаем, что в ходе обыденных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды практически в течение всей ее жизни, водород преобразуется в гелий. После того как значимая часть вещества звезды превратится в гелий, температура в ее центре растет. При увеличении температуры приблизительно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который потом преобразуется в кислород и неон. Таковым образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических частей. Сейчас звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В узкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит перевоплощение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока таковая реакция осуществляется, температура ядра звезды неприклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению ее ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь больших температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Но через некое время ядро становится ещё плотнее, температура удваивается, сейчас она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций преобразуется а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некие сплавы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими сплавами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана - самого тяжёлого из природных частей.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и опять сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые скоро преобразуются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новейших химических частей, вступают не лишь нейтроны, но также протоны и атомы гелия. Возникают такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему длится образование более тяжёлых частей с внедрением свободных нейтронов, но на данной стадии из-за большой температуры происходят некие новейшие явления.
Хойл считает ,что при температурах порядка миллиарда градусов возникает массивное палитра-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются, создавая устойчивые композиции. Когда температура превзойдет 1,5 млрд. К, более вероятными стают процессы распада ядер. Любознательным и неожиданным оказался следующий итог: при дальнейшем увеличении температуры и усилении действий разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё больше и больше частиц и,
Рубрика: