Автор работы: Пользователь скрыл имя, 13 Января 2014 в 11:50, реферат
Шкловский также говорит о том, что встречается невероятное разнообразие явлений, которые проявляют себя на всех диапазонах длин волн, среди которых планетарные туманности, карликовые звезды, рентгеновские звезды, пульсары, цефеиды и обыкновенные звезды. Для того, чтобы понять, как устроена Вселенная и что она собой представляет, необходимо знать, что такое звезды и какова их эволюция.
Вспышки сверхновых звезд, по данным источника [3], происходят в Галактике один раз примерно в сто лет. Однако, согласно автору источника [1], ежегодно вспыхивает несколько десятков сверхновых, но лишь малая их часть доступна для наблюдений, учитывая их значительную удаленность. В своем максимуме их светимость может в сотни тысяч, а в некоторых случаях и в миллиарды раз превышать солнечную, и поэтому, как сообщается в источнике [3], «сверхновые служат для определения таких космологических расстояний, на которых «обычные» звезды уже не видны даже в самые крупные современные телескопы». За время вспышки сверхновая может излучать энергии до эрг, причем она освобождается за несколько месяцев, в то время как Солнцу на это потребовалось бы миллиард лет.
Впервые вспышка сверхновой была зафиксирована в 1885 году астрономом Гартвигом, как пишет автор источника [2], причем находилась она достаточно близко от ядра Андромеды. Светимость этой звезды была всего примерно в 6 раз меньше светимости самой туманность, и вспышка могла быть увидена человеческим глазом без помощи оптических приспособлений. Это тем более поразительно, если учесть, что туманность Андромеды находится на расстоянии в 2 миллиона световых лет от Земли.
Характерной особенностью сверхновых, по мнению автора [1], является кривая блеска (см. Приложение 3), то есть зависимость величины звезды от времени. На примере звезды Гартвига можно сказать, что за две недели до достижения максимальной светимости ее блеск соответствовал девятой звездной величине, в то время как за год до этого он был равен примерно 15-й величине, то есть на месте сверхновой ничего нельзя было обнаружить. В следующем 1886 году также невозможно было наблюдать звезду даже с помощью самых больших телескопов.
По наблюдательным характеристикам сверхновые делятся на два типа. Как пишет автор источника [1], у сверхновых I типа после стремительного подъема яркость остается почти постоянной в течение длительного времени, затем ее блеск падает, после чего увеличивается ее видимая величина, а светимость уменьшается. II тип сверхновых показывает иную кривую блеска. Их максимумы светимости занимают значительно меньше времени, на заключительной стадии кривая становится несколько круче, чем у звезд I типа. Также, иногда наблюдаются и вторичные максимумы. Кроме того, можно сказать, что сверхновые I типа – это старые звезды, прошедшие стадию красных гигантов и превратившиеся в белых карликов либо в другие мертвые объекты. Масса этих звезд если и превышает солнечную массу, то только на 10-20%. В отличие от них, звезды II типа представляют собой молодые, очень массивные объекты (их масса превосходит массу Солнца до 10 раз) и находятся в спиральных рукавах Галактики, где рождаются звезды из газово-пылевой среды. Возраст звезд, вспыхивающих как сверхновые, не превышает обычно нескольких десятков миллионов лет.
Согласно источнику [1], в результате взрыва сверхновой звезды вокруг нее образуется туманность, скорость расширения которой огромна – порядка 10 000. Такая скорость есть главная особенность, отличающая остатки вспышек сверхновых от других туманностей, которые расширяются довольно умеренно, со скоростью нескольких десятков . Спустя сотни и тысячи лет облака газа, выброшенные при взрыве, начнут тормозиться окружающей средой, и их скорости снизятся впоследствии до сотен и даже десятков . Но уже задолго до этого не останется никаких следов взорвавшейся звезды, наблюдаемых в видимом диапазоне. Однако, туманность, образовавшаяся в результате подобной космической катастрофы, просуществует еще десятки тысяч лет. А по прошествии сотен тысяч лет лишь пульсары7, в которые превращается часть звезд, будут излучать радиоволны в течение многих миллионов лет.
Очевидно, по утверждению автора источника [1], что взрывы сверхновых провоцируют значительные возмущения межзвездной среды, которая не является однородной. Это ведет к тому, что уплотнения, находящиеся в этой среде, будут охвачены ударной волной, идущей от взрыва. Вследствие этого образуются плотные газовые сгустки нитевидной, вытянутой формы. Высокая плотность газа в таких нитях обусловит их скорое охлаждение до нескольких десятков тысяч градусов, так что станут доступны методам наблюдения оптической астрономии. Так, можно сделать вывод, что область взрыва будет окружена системой тонковолокнистых туманностей.
В источнике [2] указано, что в 1970 году на месте волокнистых туманностей в созвездии Лебедя был обнаружен источник мягкого рентгеновского излучения, причем размеры этого источника были близки размерам самой системы туманностей. Анализ рентгеновского спектра показал, температура излучающего газа приближена к нескольким миллионам кельвинов. При такой температуре и химическом составе, сходным с химическим составом межзвездной среды, линии излучения плазмы находятся в мягкой рентгеновской области спектра. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых звезд являются источниками рентгеновского излучения в космосе. Но еще ранее также было обнаружено, подобные остатки являются мощными источниками и радиоизлучения. Как сообщает автор книги [1], в 1948 году английскими астрономами Райлом и Смитом был обнаружен необычайно яркий источник радиоизлучения в созвездии Кассиопеи, который был назван «Кассиопея А». Поток радиоизлучения, идущий от Кассиопеи, приближается к потоку радиоизлучения, идущего от Солнца в те периоды, когда на нем не наблюдается пятен, вспышек и других проявлений активности. Таким образом, достаточно удаленный от Земли космический объект посылает поток радиоизлучения, приблизительно равный тому, что идет от близкого к ней объекта, что является весьма удивительным фактом.
Смерть звезд
Согласно источнику [1], существуют три вида продуктов финального этапа звездной эволюции:
О белых карликах уже было сказано выше. Что же представляют собой нейтронные звезды и черные дыры?
Нейтронные звезды
По данным источника [8], при взрыве сверхновой звезды массой около 25 солнечных остается плотное нейтронное ядро, или нейтронная звезда, имеющая массу примерно 1.6 солнечной массы. В звездах с массой менее 1.4 солнечной, которые не смогли достичь стадии сверхновой, давление вырожденного газа также не способно будет уравновесить гравитационные силы, так что звезда сожмется до состояния ядра. При этом механизм такого гравитационного коллапса будет тем же, что происходит при взрыве сверхновой звезды. Только что образовавшаяся нейтронная звезда должна будет иметь чрезвычайно высокую температуру, доходящую до нескольких миллиардов кельвинов. Кроме того, нейтронная звезда станет излучать огромную мощность в рентгеновском диапазоне, близкую к эрг. Как пишет автор источника [1], состоящая из миллиардов различных звезд Галактика излучает только
Далее, как говорится в источнике [8], в результате реакции с участием протонов и электронов образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший объем, чем электроны. Появившаяся нейтронная звезда имеет плотность 1014- 1015г/см3 , а ее размер равен 10-15 км. Нейтрино, образующиеся в большом количестве в результате реакции, будут свободно выходить из нейтронной звезды, унося большое количество энергии, что повлечет быстрое остывание звезды. Ее температура в результате упадет с до К за время, равное приблизительно 100 с.
Как пишет автор [1],в 1967 г. в Кембриджском университете ученые Хьюиш и Белл открыли пульсары, являющиеся космическими источниками периодического электромагнитного излучения. Периоды повторения импульсов у большинства пульсаров находятся в интервале от 3.3·10-2до 4.3 с. Ученые считают, что пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Необходимо заметить, что только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения.
В книге [2] находим, что с нейтронной звездой может произойти следующее. Поскольку сила тяжести в нейтронной звезде будет возрастать (и, как следствие, масса станет увеличиваться, а радиус уменьшаться), давление вскоре перестанет играть существенную роль. Итогом этого станет сокращение нейтронной звезды до ничтожно малых размеров. Гравитация вокруг малого объекта с огромной массой исключительно велика, и потому здесь будет проявляться эффект искривления световых лучей. Вначале нейтронная звезда будет находиться в равновесии, но на ее поверхности уже будет наблюдаться искривление световых лучей, так как сила тяжести имеет огромную величину. Исходящий с поверхности звезды луч света станет двигаться по искривленной траектории, пока не уйдет от поверхности на такое расстояние, на котором действие гравитации уже не будет столь сильным. Но при начинающемся коллапсе, когда масса нейтронной звезды все более увеличивается, гравитационное поле у поверхности также возрастает еще больше, соответственно, искривление световых лучей становится настолько сильным, что луч отклоняется в горизонтальном направлении и огибает звезду несколько раз, прежде чем уйти в пространство. В процессе коллапса нейтронная звезда, имеющая уже массу, равную трем солнечным, достигнет диаметра около 9 км, и свет уже не будет способен уйти от нее в пространство. Световой луч так искривится в поле силы тяжести, что вернется обратно на поверхность звезды, следовательно, больше никакое излучение, например, фотонное или нейтринное, от нейтронной звезды не сможет выйти вовне. Подобный объект назван черной дырой.
Черные дыры
Автор [1] пишет, что в стадии черной дыры «единственное, что остается от звезды для внешнего мира, – ее гравитационное поле, определяемое массой». Причем даже учет того, что звезда могла вращаться (пульсары), качественно не влияет на ситуацию, потому что никакое вращение не способно предотвратить коллапс достаточно массивных объектов после исчерпания запасов ядерного топлива.
Ученые,
исследовавшие возможности
Однако, английский ученый Хоукинг показал, что первая теорема не совсем верна, потому что с течением времени образовавшиеся каким-либо способом черные дыры очень малой массы способны исчезать, «испаряться».
Хоукинг показал, что черные дыры могут испускать некоторые частицы. Источником этих частиц является процесс образования виртуальных частиц и античастиц в вакууме, которыми он заполнен. При отсутствии каких-либо внешних воздействий, полей, эти виртуальные частицы не могут материализоваться. Однако в довольно сильных или переменных полях, как, например, электрическое или гравитационное, виртуальные частицы способны превратиться в материальные, которые вполне могут быть наблюдаемы. На границе черной дыры действуют мощные приливные силы. Под действием этих сил некоторые из виртуальных частиц или античастиц могут вылететь за пределы черной дыры. Таким образом, черная дыра должна становиться источником излучения. Энергия, излучаемая в пространство черной дырой, поступает из её недр, и поэтому в процессе такого испускания частиц масса и размеры черной дыры постепенно уменьшаются. Таков механизм “испарения” черной дыры. Оценки, сделанные учеными, показывают, что темп “испарения” является очень медленным. Черная дыра массой в 10 солнечных масс испарится за 1069лет. Время испарения сверхмассивных (миллиарды масс Солнца) черных дыр, которые могут находиться в центре больших галактик, способно составлять 1096лет.
Необходимо
заметить, что, согласно источнику [8], черная
дыра может быть обнаружена только по
косвенным признакам, к примеру, если она
входит в состав двойной звездной системы
с видимой звездой. В данном случае черная
дыра будет затягивать, поглощать газ
этой звезды. В свою очередь, газ начнет
нагреваться, становясь источником интенсивного
рентгеновского излучения, которое уже
может быть зарегистрировано.
В настоящее время ученые не располагают
прямыми экспериментальными подтверждениями
существования черных дыр. Но существует
ряд космических объектов, поведение которых
представляется возможным объяснить присутствием
черных дыр. Так, например, наблюдается
космический объект Лебедь XI, представляющий
собой двойную систему с периодом вращения
5.6 суток. В состав данной системы входят
голубой гигант с массой 22 солнечных и
невидимый источник пульсирующего рентгеновского
излучения, который, вероятно, является
черной дырой так как масса данного объекта
не позволяет ему быть нейтронной звездой).
Автор источника [3] также добавляет, что, наряду с черными дырами, которые образовались при коллапсе звезд, во Вселенной также могут существовать черные дыры, возникшие задолго до появления первых звезд по причине неоднородности Большого Взрыва. Появившиеся при этом сгустки вещества могли сжиматься до состояния черных дыр, в то время как остальная часть вещества расширялась. Черные дыры, образовавшиеся на самом раннем этапе Вселенной, называют реликтовыми. Астрономы предполагают, что размер некоторых из них может быть значительно меньше размера протона.
Заключение
Таким образом, учеными наблюдается чрезвычайно разнообразная и сложная эволюция звезд, начиная от стадии их образования вплоть до завершения их длительного «жизненного» пути в качестве черных дыр. Подробное исследование звездной эволюции, надо полагать, обладает отнюдь не локальным значением. Учитывая, что, как уже было сказано, звездное вещество занимает исключительно большую часть пространства Вселенной, понимание тончайших закономерностей звездной эволюции, вероятно, должно привести к более глубокому пониманию структуры и эволюции Вселенной в целом.
Литература
Приложения
Приложение 1
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела [4].
Приложение 2
Схема поверхности Роша [6].
Приложение 3
Кривые блеска сверхновых звезд [7].
1 «Парсек – расстояние, с которого диаметр земной орбиты виден под углом в одну секунду. Численно один парсек близок трем световым годам» [3].
2 Болометрическая светимость – это «мощность излучения во всем диапазоне электромагнитных волн, включая ультрафиолетовые и инфракрасные волны» [1].
3 В источнике [2] указано число в 40 миллионов кельвинов.