Эволюция звезд: конец пути. Реферат.

становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по

одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит

превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии.

Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды

неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту

температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких

температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные

реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее,

температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда

ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается, а

магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных

нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала

некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с

этими металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана -

самого тяжёлого из природных элементов.

Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова

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

вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся

возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но

также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера,

алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра

поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается

образование более тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов,

но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые

явления.

Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает

мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и

протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь

соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит

1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным

и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении

температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге

присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают

более тяжёлые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К

рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех

этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении

лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от

коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу,

каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается

накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном

ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом

испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство

значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды

велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия,

так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для

поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять

вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую

энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию,

унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом

температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь

события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы

железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не

вступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают

снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток

нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних

слоёв звезды и участвует в создании тяжёлых элементов.

На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического

состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия

высвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её

количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же

конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда

оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся

последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться

этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то

есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро

звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это

и есть начало конца массивной звезды.

Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние

слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает

падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества

энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии

приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд.

К), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё

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

К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но

чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться

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

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

высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород -

проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать.

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

выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард

лет!

Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды её наружные слои и

выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей

нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная

часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды, образуя

туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

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

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

диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым

излучением очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его

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

газе присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны

вызывает сжатие силовых линий и повышение напряжённости межзвёздного

магнитного поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии

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

масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно

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

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

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

превратиться в чёрную дыру.

2.2.4. Влияние сверхновых.

Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь

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

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

третья - Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г.

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

Магеллановом Облаке — вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно важной для

астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными

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

подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой

специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо

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

при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко

проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее

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

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

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

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

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

появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со

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

природой взрывов.

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую

межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой

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

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

Хьюгесом (Rutgers University), используя наблюдения на орбитальной

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

проливающее свет на то, как при вспышках сверхновой звезды образуются

кремний, железо и другие элементы. Рентгеновское изображение остатка

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

железа, выброшенные при взрыве из внутренних областей звезды.

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

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

около 150 сверхновых.

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

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

предполагают, могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути.

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

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

Лебеде начала своё расширение около 60 тысяч лет назад.

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

механизм вспышек, которые по своей яркости могут соперничать с сиянием

десятков миллиардов звёзд? Каков конечный продукт звёздного взрыва? Это

только часть вопросов, которые возникают у астронома, наблюдающего за

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

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

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

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

предсказывать причудливую динамику сверхновой. Мы умеем в подробностях

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

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

с такой же уверенностью говорить о звёздах, испытывающих мощные внутренние

движения?»

Недавно учёные предприняли попытку применить математическую теорию

атомного взрыва для описания гидродинамики сверхновых. Это позволило

тщательно исследовать гидродинамику сверхновых с помощью теории, которая

заведомо не слишком далека от истины. Некоторые астрономы различают пять

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

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

светимости, спектрами, а также количеством и местоположением в конкретной

галактике либо в различных типах галактик. Характер изменения светимости

со временем у сверхновых обоих основных типов практически одинаков.

2.3. Нейтронные звезды.

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

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

гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт

«нейтрализация» вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к

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

нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обратиться в

нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.

2.3.1. Краткая характеристика.

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

это нейтральная субатомная частица, одна из главных составляющих вещества.

Гипотезу о существовании нейтронных звезд выдвинули астрономы В.Бааде и

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

гипотезу наблюдениями удалось лишь после открытия пульсаров в 1967 г.

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса

нормальных звезд с массами в несколько раз больше солнечной. Плотность

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

выше плотности обычного вещества. Поэтому при своей огромной массе

нейтронная звезда имеет радиус всего ок. 10 км.

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

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

коллапса эту звезду удерживает «давление вырождения» плотного нейтронного

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

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

давление и звезда не сможет противостоять коллапсу. У нейтронных звезд

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

(для сравнения: у Земли ок. 1 Гс).

С нейтронными звездами связывают небесные объекты двух разных типов.

Пульсары (радиопульсары) и рентгеновские двойные. Пульсары строго

регулярно излучают импульсы радиоволн. Механизм излучения до конца не

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

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

совпадает с осью вращения звезды. Поэтому вращение вызывает поворот

радиолуча, периодически направляющегося на Землю.

О рентгеновских двойных известно следующее. С нейтронными звездами,

входящими в двойную систему с массивной нормальной звездой, связаны также

пульсирующие рентгеновские источники. В таких системах газ с поверхности

нормальной звезды падает на нейтронную звезду, разгоняясь до огромной

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

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

достигает и 1%. Нагретая до высокой температуры поверхность нейтронной

звезды становится источником рентгеновского излучения. Однако падение газа

не происходит равномерно по всей поверхности: сильное магнитное поле

нейтронной звезды захватывает падающий ионизованный газ и направляет его к

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

нагреваются только районы полюсов, которые на вращающейся звезде

становятся источниками рентгеновских импульсов. Радиоимпульсы от такой

звезды уже не поступают, поскольку радиоволны поглощаются в окружающем ее

газе.

Что касается структуры нейтронной звезды, то плотность нейтронной звезды

растет с глубиной. Под слоем атмосферы толщиной всего несколько

сантиметров находится жидкая металлическая оболочка толщиной несколько

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

жидкому гелию и сверхпроводящим металлам в земных лабораториях.

При еще более высоких плотностях в нейтронной звезде образуются наиболее

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

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

пи-мезонов, которые образуют так называемый пионный конденсат.

2.3.2. Происхождение нейтронных звезд.

Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их

существования было сделано астрономами Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде из

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

нейтронных звёзд была предсказана известным советским учёным Л. Д.

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

американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Интерес этих физиков к данной

проблеме был вызван стремлением, определить конечную стадию эволюции

массивной сжимающейся звезды. Так как роль и значение сверхновых вскрылись

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

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

второй мировой войны внимание учёных переключилось на военные нужды и

детальное изучение этих новых и в высшей степени загадочных объектов было

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

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

рождения химических элементов в центральных областях звёзд. Нейтронные

звёзды остаются единственным астрофизическим объектом, существование и

свойства которых были предсказаны задолго до их открытия.

Как известно, белые карлики не могут иметь массу больше некоторой

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5