Пульсары И Нейтронные Звезды Презентация
Об авторе Сергей Борисович Попов — астрофизик, кандидат физико-математических наук, научный сотрудник Государственного Астрономического института имени Штернберга. Специализируется в области астрофизики компактных объектов (нейтронных звезд, черных дыр). Автор около ста научных и множества научно-популярных публикаций. Лауреат фонда «Династия». Прежде чем я начну вам что-то рассказывать, давайте я вас спрошу: на ваш взгляд (понятно, что по этому вопросу у всех людей разные мнения, и правильного ответа, наверное, не существует) — когда, где появилась наука? Кто были первые ученые; почему это была уже наука, а до этого была не наука — может быть, она потом исчезала, какие у вас есть мнения?
Сверхновые звезды. - презентация. Состоящими из белого карлика и звезды. Нейтронные звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали. Вы можете ознакомиться и скачать Белые карлики. Нейтронные звёзды. - презентация по Астрономии скачать бесплатно. Презентация содержит 20 слайдов. Презентации для любого класса можно скачать бесплатно. Если материал и наш сайт презентаций Вам понравились – поделитесь им.
Презентация для школьников на тему 'Пульсары' по астрономии. PptCloud.ru — удобный каталог.
Ну, первый, более простой вопрос — где и когда? Греция, еще какие-нибудь есть? Фалес Милетский.) Вот, уже фамилия, хорошо.
Еще есть идеи? Просто мне интересна ваша точка зрения, я вам постараюсь свою рассказать, которая, конечно, не сильно.
( Из зала: Аристотель говорит, что в Египте.) Вот, Аристотель — в Египте. Ну, просто, может быть. ( Из зала: Когда у жрецов появилось свободное время, чтобы думать. Он так обосновывает.) Хорошо. А мне кажется — да, действительно, я думаю, что в Греции, тут мы с Аристотелем не совпадаем — наверное, просто меняется мнение о том, что такое наука.
Мне кажется, что в науке существенно — это осознание того, что есть законы природы. Для жрецов — ну, мне кажется, я ведь не очень хорошо знаю психологию, философию жрецов древнего Египта — не было еще понятия «законы природы». Вот наука появляется, когда есть идея, что есть законы природы. И поэтому первым примером по крайней мере удачной научной работы, может быть, является теория, который первым построил достаточно разумную математическую теорию движения планет. То есть вот есть необходимая составляющая: есть наблюдение реальных объектов. Вы помните, что, по, математика, например, не наука вообще; просто она не занимается изучением естественных объектов. Есть естественные объекты, и мы их наблюдаем, наблюдаем достаточно точно; кстати, Евдокс Книдский был одним из первых серьезных наблюдателей, он до жил, лет за 250.
Есть точное наблюдение и есть математическая теория. И вот эта сама идея, что вы можете, грубо говоря, на бумажке, на пергаменте, на глиняной дощечке — на чём угодно — написать некое выражение (осмысленное, математическое, не заклинание), которое будет описывать поведение тел в природе, и они так вот и будут себя вести. Вот с этого момента, на мой взгляд, и появляется наука.
То есть, в моем понимании науки, как она есть сейчас — наверняка это понятие будет меняться со временем. Нам нужны две основные составляющие, плюс какие-то философские установки в голове.
Первая — это реальные наблюдения и математическая теория. Вот это наука. Сегодня я буду говорить об объектах астрономических, и вот это наука, потому что у нас есть наблюдение — в основном я буду говорить вам о каких-то наблюдательных фактах. То есть то, что видно, грубо говоря. Но важно помнить всё время, что когда мы говорим о наблюдениях, то мы не собираем факты в духе — там, есть животные с четырьмя ногами, где-то нашли с пятью ногами, где-то с десятью, а где-то с тремя головами. Это само по себе не так интересно — это забавно.
Но это неинтересно с точки зрения науки. Вот был такой большой спор на одном из форумов: один из редакторов Nature выступил с утверждением, что вот нужно развивать такой подход к популяризации науки, который заключается в лозунге: 'Science is sexy'. Вот утверждение было, что нет, потому что это ложный подход; вот увидеть, там, поросенка с тремя головами — это забавно, но это не наука. Мы ищем законы. Поэтому 90% моих слайдов будет посвящено каким-то наблюдениям, каким-то необычным объектам, я вам буду говорить: «Вот необычный объект», «Вот кто-то вспыхнул», но всё время в голове у нас должно быть, что мы не просто хотим какой-то список забавных происшествий составить — всегда мы за этим ищем физику. Ну и, соответственно, обратная вещь: если, наоборот, вы рассуждаете как теоретик, то интересно не просто написать какие-то уравнения, которые сами по себе могут быть очень интересны, но они станут наукой, когда вы их сравните с наблюдениями, и если еще вдобавок всё совпадет, то будет замечательно, вот получится наука. Вы прошли всю цепочку, от описания до представления.
И с этой точки зрения, с одной стороны, вроде бы работа любого, наверное, ученого, астрофизика, полутеоретика — она похожа на работу детектива. Вот увидели что-то необычное — нужно расследовать, что там произошло, что реально за объект.
Потому что мы увидели вспышку, например. В этом году — в прошлом уже году — замечательное открытие было сделано: техника и обработка данных доросли до того, что можно уловить отдельные миллисекундные всплески радиоизлучения. Вот люди увидели отдельный миллисекундный всплеск радиоизлучения. Скорее всего, он внегалактический, находится в миллиарде световых лет от нас; что вспыхнуло — неизвестно, очень интересно разобраться. Но интересно разобраться не потому, что мы хотим вот этот единичный объект узнать, то есть в конце серии, там, Эркюль Пуаро всё расскажет. А нам интересно включить это в общую картину, распутать не просто единичный случай, а понять, как устроен класс объектов.
Ну вот, давайте потихонечку разбираться с этим. То, что вы видите вот на этой замечательной картинке, — это картина художника Брэда Ковингтона.
Как, может быть, вы догадываетесь, картинка называется «Нейтронная звезда». Вот, согласно Брэду Ковингтону, ситуация действительно достаточно запутанная.
Задачей этой лекции будет немножечко распутать вот эту картинку, придти к какому-то боле когерентному понятию того, что такое нейтронная звезда, как она устроена, ну, потихонечку будем с вами с этим разбираться. В астрономии, наверное, в 99 процентах случаев история развивается так: что-то увидели на небе, потом начали думать, что же мы увидели. С этой точки зрения нейтронные звезды, наверное, из достоверно открытых — уникальный объект: их вначале предсказали, и только потом увидели, потому что увидеть их оказалось очень непросто. Предсказали их в 30-е годы, первым был, столетие которого совсем недавно отмечали. Причем забавно, что предсказал он. Он не мог тогда предсказать нейтронные звезды — все-таки он их предсказал до открытия нейтрона. То есть он предсказал такую звезду-ядро, он показал в очень короткой заметке, фактически без формул, что могут образовываться такие странные объекты, которые будут иметь плотность, как у атомного ядра.
Тогда без нейтрона было непонятно, как устроено ядро, но качественно люди понимали, что есть объект с такой-то массой, с таким-то радиусом; соответственно, можно было оценить плотность. Первыми астрономами, которые начали рассуждать о нейтронных звездах с астрономической точки зрения, были. Цвикки как раз был очень известен придумыванием всяких интересных идей, из них некоторые сбывались, некоторые — нет.
Работа по нейтронным звездам — совершенно замечательная; она, опять же, занимает чуть-чуть больше одной страницы и посвящена была, на самом деле, космическим лучам. Но в этой работе они предсказали фактически всё, что нужно: что нейтронные звезды рождаются во вспышках сверхновых. По сути, уже было ясно из их работы, что в объектах, подобных, которую мы увидим на одном из слайдов и которая вот как раз на афише, такая красивая туманность, — там может быть нейтронная звезда, и вот это в 34-м году было очень четко написано, опубликовано в очень хорошо читаемом, хорошо цитируемом журнале. Но астрономы не бросились искать эти объекты и открыли их спустя 33 года после предсказания. Потому что что такое нейтронные звезды? Что можно было предсказать в 34-м году? Это объект с радиусом в 10 км, с массой примерно как у Солнца, и с плотностью порядка ядерной.
Десятикилометровый объект, который должен находиться на расстоянии, там, 100 000 световых лет от нас, если вы хотите в сантиметрах — это 10 20 см, характерное расстояние до нейтронной звезды. С 10 20 сантиметров увидеть десятикилометровый шарик, когда вы не очень хорошо знаете, куда смотреть, — дело практически безнадежное. Поэтому достаточно быстро люди прикинули и даже не публиковали эти оценки, насколько я знаю, — поскольку это всё можно сделать на конверте, — какой звездной величины будут эти объекты, в самом оптимистическом сценарии, и поняли, что найти ничего нельзя с теми телескопами, которые есть. И поэтому нейтронные звезды были благополучно забыты. Теоретики иногда к ним возвращались, поскольку было понятно, что, да, есть очень хорошие астрофизические рассуждения о том, что должны быть объекты, в центрах которых плотность будет превосходить ядерную по крайней мере в разы, и это даст возможность веществу находиться в очень экзотических условиях, и можно про это рассуждать.
Но, тем не менее, в течение 30 лет никакой науки особой вокруг нейтронных звезд не было, потому что не было куска, связанного с наблюдениями. А астрономия — наука наблюдательная, причем это единственная, наверное, естественная наука, которая вообще не может непосредственно экспериментировать с объектами своих исследований. Поэтому физики очень часто не любят. Ну, не то что не любят — очень скептично относятся к астрономическим данным. Скажем, ну вот мы говорим о темной материи, мы говорим, что на 25% Вселенная состоит из темного вещества, не барионного, вдобавок, темного вещества.
Но физики действительно в это поверят, когда частицу темной материи поймают в лаборатории. И люди пытаются это сделать уже много-много лет, пока ничего поймать не удалось — задача действительно очень сложная. Но, тем не менее, есть вот разные подходы, астрономы только подглядывают и подслушивают, а поймать ничего руками и поэкспериментировать не могут.
Поэтому, с одной стороны, наука гораздо интереснее от этого, на мой взгляд, становится, особенно с точки зрения теоретика — больше поле для фантазии, — а с другой стороны, действительно, не все результаты следует воспринимать как абсолютно достоверные в том смысле, что можно сказать: «Да, вот это мы увидели». Можно честно описать, как увидели и что увидели, но выводы почти всегда будут модельно зависимы. Почему мы можем видеть нейтронные звезды? Вот в 34-м году было понятно только, что они рождаются горячими, а десятикилометровый шарик, в общем-то, как вы его ни нагревайте разумно — миллион градусов, 10 миллионов градусов, больше. — на самом деле, вы не получите естественным образом (мы про это тоже немножко поговорим).
Увидеть такой объект, фактически, невозможно. Оказалось, что есть два основных пути, благодаря которым можно увидеть нейтронные звезды, и так они действительно были открыты.
Что у нас есть в нашем распоряжении, чтобы сделать нейтронную звезду видимой? Во-первых, у нас есть — и в 34-м году еще люди этого еще не знали, хотя был первым, кто это серьезно заподозрил и написал первую статью о том, что нейтронные звезды могут иметь очень сильные магнитные поля.
Плюс они могут иметь достаточно быстрое вращение. Почему сильные поля и быстрое вращение? На пальцах это очень понятно, даже странно, что как-то люди не додумались, до 64-го года примерно. Вы берете ядро звезды — это объект с радиусом несколько тысяч километров как минимум — и его сжимаете. Даже если он чуть-чуть вращался, и у него были какие-то магнитные поля внутри, то сжимая.
То, что ускоряется вращение — это всем понятно, да, недавно чемпионат Европы по фигурному катанию был. То, что увеличиваются магнитные поля, — тоже понятно: сжимаясь, звезда. Магнитный поток захвачен, у вас силовые линии никуда не деваются, если вы возьмете голову, усушите ее в 100 раз, то плотность волос на этой усушенной голове возрастет, правильно, согласны? Так вот, значит, то же самое произойдет с магнитными силовыми линиями, которые так же «вморожены» в ядро — вещество проводящее, и поэтому при сжатии плотность магнитных силовых линий увеличится, увеличится магнитное поле.
При этом удивительно, если мы вот здесь стоим, и вот там сжимается ядро звезды в нейтронную, то, вообще говоря, в нашей точке влияние магнитного поля будет ослабевать. Но на поверхности нейтронной звезды поле будет расти, потому что есть разные величины: есть магнитное поле на поверхности, есть магнитный момент. Так вот, это первый способ увидеть нейтронные звезды, и мы поговорим, как их увидели благодаря этому. Второй — более простой, наверное, способ. Нейтронные звезды — это очень компактные объекты. Вы взяли Солнечную массу и сжали до 10 км. Это означает, что у вас на поверхности сильное гравитационное поле просто, у вас там g большое, которое здесь 10м/с 2, а там это гораздо больше.
Если вы кидаете любой предмет на нейтронную звезду, то в момент, когда он стукнется, скорость у него будет больше, чем 0,1 скорости света. Это очень много, и поэтому нейтронные звезды могут быть источниками излучения, если на них что-то бросать. Ну, вот важно было догадаться, чт о на них может падать, и вот это — два основных пути видеть нейтронные звезды. Ну, вот про магнитные поля — идея на пальцах достаточно простая, а не на пальцах она оказалась настолько сложной, что до сих пор мы не знаем в деталях, как излучают нейтронные звезды. В России как раз самые сильные группы, этим занимающиеся, находятся в стенах этого института. Дело в том, что если вы возьмете Ландау и Лившица и будете его вращать.
Если вы возьмете Ландау и Лившица, то там написано, что если вы будете вращать магнит, то он будет излучать, будет магнитно-дипольное излучение. Соответственно, нейтронная звезда сильно замагничена, она быстро вращается, должно быть излучение. Понятно, например, что можно по-другому, можно представлять себе какой-то образ. Если вот частица, как бусинка, находится на магнитно-силовой линии, вы раскручиваете нейтронную звезду, частица начинает, как бусинка по проволочке, двигаться, ну а поскольку двигается она по изогнутой проволочке, двигается она ускоренно, заряженная частица двигается ускоренно, частица должна излучать, будет излучение. На самом деле, когда вы пытаетесь строить реальную теорию, всё оказывается очень сложно, и теория, повторяю, до сих пор не построена, и единственная существующая сейчас надежда сильно продвинуться — это строить полные трехмерные компьютерные модели. В аналитике люди бились, в общем-то, 30 лет, и пока ничего не добились. Вот благодаря этим двум подходам — искать нейтронные звезды как вращающиеся магниты и искать нейтронные звезды, которые светятся из-за того, что вы на них что-то бросаете, — был открыт, скажем так, старый зоопарк нейтронных звезд.
Зоопарк нейтронных звезд — он как Московский зоопарк, из двух частей состоит: из старой и из новой. Старый зоопарк — если вы берете, вот даже до сих пор еще берете многие научно-популярные книжки, там описан только старый зоопарк. Что у нас есть в старом зоопарке? Оказывается, самые первые нейтронные звезды были открыты в 60-е годы как рентгеновские источники. В 60-е годы люди начали запускать первые детекторы рентгеновского излучения за пределы атмосферы, атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей, что хорошо для нас в целом и плохо для людей, занимающихся рентгеновской астрономией: им приходится всю аппаратуру запускать в космос.
А это, как вы знаете, просто дорого. Если вы вот на орбитальной станции открываете киоск, продаете там кока-колу, к примеру, то двухлитровая бутылка кока-колы там будет стоить, ну, тысяч 10 долларов, просто по себестоимости — ее везти туда дорого. Соответственно, аппаратуру туда везти тоже дорого, плюс аппаратура вам нужна немножко другая, потому что вот, я думаю, если вы возьмете этот ноутбук и запустите в космос, то, скорее всего, на орбите он не заведется, потому что перегрузки большие, и аппаратура, которая запускается в космос, — она немножко более надежна. Люди начали запускать детекторы в космос — первые детекторы запускались, по-моему, еще на трофейных ФАУ, которые американцы вывезли, — и в 60-е годы увидели рентгеновский источник. Самый яркий рентгеновский источник — это наше Солнце, это не так интересно; они увидели еще что-то, но было трудно еще понять,.
Вот в 62-м году состоялся исторический запуск прибора на ракете, был открыт источник Скорпион X-1. В рентгеновской астрономии есть традиция как-то называть источники (так было в начале; сейчас источников много, не хватает уже цифр и букв): в начале идет традиционное сокращение названия созвездия — в данном случае это Скорпион; «X», как вы знаете, означает «рентгеновские лучи», сам Рентген их называл «X-лучи»; «1» означает, что это первый рентгеновский источник, открытый в созвездии Скорпион. Такая вот простая аббревиатура. Есть замечательная история про то, как в 70-е, по-моему, годы (я могу ее немножко перевирать, поскольку, конечно, не очевидец); в 70-е годы человек был на конференции где-то в Штатах, в Европе — не важно, — вспыхнул источник Лебедь X-1 или Лебедь X-3 («Лебедь» — Cygnus по-латыни). И он быстро послал телеграмму в родную обсерваторию: «Следите за Cygnus X-3». Разведчики долго выясняли, что же это за Cygnus X-3, за которым нужно следить, и телеграмма была доставлена в обсерваторию с большой задержкой, конечно смотреть было поздно.
Так вот, первый источник — это Скорпион X-1, был открыт в 62-м году. Джаккони потом много занимался рентгеновскими исследованиями, и в 2002 году получил соответствующую Нобелевскую премию. В принципе, можно считать, что Скорпион X-1 был первой открытой нейтронной звездой. Но доказать, что это нейтронная звезда, было очень трудно. Более того — собственно, до сих пор нет прямых, каких-то очень надежных данных, что в Скорпионе X-1 находится нейтронная звезда, а не черная дыра, потому что мы не видим быстрого вращения, мы не видим явных эффектов существования поверхности. Поэтому история узнавания нейтронных звезд была немножко другой. Тем не менее рентгеновская астрономия развивалась, и большой прорыв произошел с запуском спутника.
Это был замечательный пример того, как в новой области вы можете сделать очень недорогой прибор, который даст колоссальное количество открытий, ну и принесет руководителю этого проекта Нобелевскую премию, как произошло с Джаккони. Очень простые рентгеновские детекторы были запущены на маленьком спутнике, и каталог этого спутника в итоге, после нескольких лет работы и обработки данных, включал в себя более 300 источников. И это открыло просто астрономам новый мир; люди увидели объекты, многие из которых вообще не видны в оптическом диапазоне, — а до этого в астрономии было в основном оптическое, немножко радио — плюс, опять же, это другой ракурс. Вы видите другие процессы. Поскольку очень часто один и тот же объект в одних процессах излучает в оптике, в других излучает в радио, в третьих излучает в рентгене. Когда вы смотрите в рентгене, вы видите вроде бы тот же объект, но совершенно с другой стороны.
Почему нейтронные звезды излучают, мы уже качественно сказали: вам нужно что-то бросать на них, и тогда просто при ударе у вас, условно говоря, (mv 2)/2 — кинетическая энергия выделится. Если вы посмотрите скорости, то вы получите, что при ударе чего-либо о поверхность нейтронной звезды выделяется до 10% от mc 2. Это очень много. Если вы возьмете самый эффективный термоядерный заряд, то у него эффективность — доля процента от mc 2. А если вы возьмете просто булыжник такой же массы и бросите на нейтронную звезду, выделится гораздо больше энергии.
Это очень забавно, что самый примитивный процесс выделения энергии — уронить — оказывается самым эффективным во Вселенной (ну, аннигиляцией мы пренебрегаем: аннигиляция не может вам давать очень много энергии — у нас нет много антивещества вокруг). А вот без антивещества, и самый простой способ: бросаете что-нибудь на нейтронные звезды, например. В принципе, если у вас просто нейтронная звезда летит в космосе, вещества вокруг мало, и бросать на нее что-то достаточно тяжело. Другое дело, если рядом есть вторая звезда, если у нас нейтронная звезда входит в тесную двойную систему. Двойных звезд много, примерно половина.
Соответственно, достаточно часто возникает ситуация, когда огромный поток вещества — скажем, одна звезда — может целиком перетечь на вторую за 10 миллионов лет. Это очень много; если вы в граммах в секунду меряете, 10 17 г/с — это такой вполне приемлемый, нормальный, не очень большой поток вещества. Это означает, что в секунду будет излучать 10 37 эрг — это очень много: Солнце излучает в 10 000 раз меньше, а, в общем, является не самой слабой звездой. Еще выше эффективность аккреции будет, если вещество закрутится в диск. В диске вокруг черной дыры вы можете выделять до 42% от mc 2, то есть аннигиляция вам, ну, уже удвоит результат. И аккреционные диски очень легко образуются, потому что в двойной системе звезды, конечно же, крутятся вокруг центра масс. Конечно же, если вы с одной звезды стреляете из рогатки, то камень не может прямо попасть в другую звезду.
Он будет двигаться по достаточно хитрой траектории, и если вы постоянно стреляете из рогатки, то эти камушки, взаимодействуя друг с другом, образуют диск, и вот такой диск оказывается чрезвычайно эффективным способом получать энергию из банального бросания тяжелых предметов на еще более тяжелый предмет. Поэтому мы видим нейтронные звезды в рентгеновском диапазоне. Почему в рентгеновском — тоже легко понять: у нас есть глубокая потенциальная яма, куда мы кидаем вещество, они разгоняются до высокой скорости, значит, мы получаем высокую температуру. У вас колоссальная энергия выделяется из шарика размером в 10 км. Вы не можете это делать при температуре меньше нескольких миллионов градусов по объективным причинам, а вместо миллионов градусов вам дают рентгеновское излучение. Таким образом, абсолютно естественно вроде бы было ожидать, что нейтронные звезды будут излучать как рентгеновские источники, тем не менее никто этого не предсказал до открытия первого источника.
Зато когда его увидели, то тут же сразу несколько групп независимо сказали, что да, аккреция — то есть падение вещества на нейтронную звезду со второй звезды в тесной двойной системе — будет вам давать нужный рентгеновский поток. Тем не менее, повторюсь, эти нейтронные звезды никто не узнал. Нельзя было доказать, что это нейтронные звезды, нужно было открывать пульсирующие источники. Пульсирующие источники в рентгене были открыты позже, а в радио это сделали в 67-м году. Сделала это Джоселин Белл , которая тогда была аспиранткой.
Это было — есть такое красивое слово — серендипическое открытие, случайное открытие. Не искали нейтронные звезды специально, а изучали мерцание радиоисточников на космической плазме, и вдруг увидели, что есть источник, который выдает очень точные импульсы. Вначале решили, что это наземный источник, потом — наверное, хорошо известная история — решили, что это инопланетяне, и авторы сами засекретили (как бы такая внутренняя цензура сработала, в Кембридже у них не было Первого отдела). Несколько месяцев они не публиковали данные, никому особенно о них не рассказывали, но они открыли еще несколько источников, и, в общем, стало ясно, что как-то у нас всё небо в инопланетянах, и поэтому они решили, что вещь естественная, опубликовали статью и получили — собственно, Энтони Хьюиш , руководитель проекта, получил Нобелевскую премию.
Джоселин Белл премии не получила. Это было неожиданно еще потому, что, как сказал, по-моему, «никто не знал, что у нейтронных звезд есть колокольчики». Вот колокольчиками оказалось магнитное поле; если бы не было магнитного поля, то доказать, что это нейтронные звезды, было бы очень трудно.
Мы уже сказали, что радиопульсары видны, потому что имеют большое магнитное поле и быстрое вращение. Если поле маленькое или вращаются медленно, то излучать они что-то будут, но излучение будет очень слабое, и, естественно, всегда для существующей аппаратуры есть какой-то предел обнаружения. Важно помнить — мы к этому вернемся — что есть много других способов увидеть нейтронные звезды. Важное открытие было — обнаружение пульсара в Крабовидной туманности. Очень часто говорят, что Крабовидная туманность — это остаток сверхновой.
Строго говоря, это неправильно, есть строгое определение того, что такое остаток сверхновой. Остаток сверхновой — он где-то снаружи Крабовидной туманности, мы его не видим. Сама Крабовидная туманность как раз выдувается, подсвечивается пульсаром, который находится в центре — всё время забываю, какая-то одна из слабых звездочек вот тут, в серединке, — это пульсар.
Его видно в оптике, но для того, чтобы его увидеть в оптике и понять, что это пульсар, нужно было увидеть, что слабенькая звездочка пульсирует с периодом 33 миллисекунды. То есть за секунду 33 пульса примерно она выдает.
И вот это открытие четко сформировало, подтвердило гипотезу Бааде–Цвикки: звезды в конце жизни взрываются как сверхновые и на их месте остается нейтронная звезда. Вот это был момент, 69-й год, когда сложилась такая первая когерентная картина о том, что такое нейтронные звезды, как они образуются, как они выглядят. И с этого момента считалось, что пульсар в Крабовидной туманности — это такая классическая молодая нейтронная звезда. Потом открывалось много интересных пульсаров, вокруг них тоже есть пульсарные туманности, сейчас это целая отдельная большая наука. Пульсар Vela — он так красиво ведет себя, в рентгеновском диапазоне люди прямо видят, как он так «виляет» хвостиком или хоботом — как вам больше нравится. Он туда летит, значит, наверное, это хобот скорее. Повторюсь, изучение пульсаров в туманности — это целая большая отрасль астрофизики высоких энергий, поскольку пульсарная туманность сейчас открыта у многих объектов.
Детали того, как работает механизм пульсарной туманности, до конца не понятен. Понятно, что в середине сидит нейтронная звезда, крутится, у нее есть магнитное поле, что-то там летит, и вот получается туманность, но детали абсолютно не ясны. Но мы с вами стремимся перейти в новый зоопарк нейтронных звезд.
Итак, давайте перед этим. Вот мы идем по переходику, и мы подведем итог.
Пульсары И Нейтронные Звезды Презентация
Итак, уже к концу 60-х годов было ясно, что есть нейтронные звезды, они образуются после взрыва сверхновых. Считалось, что классическая молодая нейтронная звезда — это пульсар Крабовидной туманности, то есть он рождается с полем 10 12 гаусс — напомню, у Земли и у Солнца на поверхности 1 гаусс — с вращением очень быстрым, звезда нейтронная, естественно, замедляется, раскручивать ее нечем, если она одна. Соответственно, пульсар в Крабовидной туманности родился с периодом 20 мс. Опять же, это такая классика; дальше он потихонечку замедлится и перестанет наблюдаться как радиопульсар, просто потому, что радиоизлучение будет слабым. Зато для старых нейтронных звезд есть второй шанс: если есть звезда-соседка, то аккреция приведет к тому, что их увидят в рентгене. Вот сложилась полная картина, которая в течение 30 примерно лет вот так вот и существовала.
Но в 90-е годы примерно эта картина начала сильно разрушаться. Было открыто и до сих пор открывается — вот последний объект новый, непонятный было открыт в прошлом году, предпоследний — в самом конце 2003-го. Стали открываться новые типы нейтронных звезд, молодых нейтронных звезд, и мы будем о них говорить. Это компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых, то есть мы увидим, в остатках сверхновых мы видим нейтронные звезды, которые не похожи на пульсар в Крабовидной туманности. Два класса объектов — аномальный рентгеновский пульсар и источник мягких гамма-всплесков — которые, видимо, являются сверхзамагниченными нейтронными звездами; остывающие нейтронные звезды, которых пока известно семь, поэтому они называются Великолепная семерка; гамма-источники, наблюдавшиеся, например, аппаратами; отрыт новый интересный класс радиоисточников, не сосем похожих на радиопульсары; и, наконец, периодически появляются загадочные объекты, нейтронные звезды, которые непонятно, куда отнести.
Итак, нейтронная звезда рождается взрывом сверхновых. Проблемы начинаются уже здесь. Мы бы многое знали о молодых нейтронных звездах, если бы знали, как взрываются сверхновые.
Физика сверхновых — это совсем тяжеля область, потому что там всё происходит очень быстро, у вас вместе работают теория относительности, сложная магнитогидродинамика, сложная ядерная физика, дуют нейтринные ветры, всё колышется, всё бултыхается, происходит это за миллисекунды, непосредственно наблюдать мы это как следует не можем. Поэтому много непонятного, теория очень сложная, люди пытаются это моделировать на компьютерах, вот что-то у них получается, как-то вот ядро теряет устойчивость, начинает бултыхаться. На самом деле, ни в одной модели взрыва не получается. То есть если руками не заложить большую энергию, то объект не взорвется, и из вот этих сложностей (вот еще один мультфильм про взрыв сверхновой) мы не можем рассчитать параметры молодых нейтронных звезд, нам пока приходится идти от наблюдений. В данном случае вот так вот джет прорывается сквозь оболочку звезды за счет того, что звезда вращалась, у вас появляются выделенные направления вдоль полюсов; такая штука, если внутри сидит черная дыра, должна давать гамма-всплески, например.
Но, опять же, вот такие красивые модели, которые что-то объясняют, они, например, не учитывают очень простые вещи: что у нейтронной звезды, или, там, вообще в ядре, есть магнитное поле. То есть модели есть, они там месяцами суперкомпьютерами считают, а магнитное поле пока вот только-только начинают туда вставлять, то есть это означает, что пока расчетам до конца верить нельзя, а значит, нужно больше думать о наблюдениях. Итак, первое серьезное сомнение в том, что все нейтронные звезды похожи на пульсар Крабовидной туманности, появилось, когда начали открывать вот такие объекты. Вот классические, хорошие остатки сверхновых. Вот в центре сидят рентгеновские источники. Значит, это какой-то компактный объект. Что у нас может быть?
Может быть нейтронная звезда, может быть черная дыра. Это явно не черные дыры, потому что черная дыра — ну, она светит, если вокруг нее есть аккреционный диск, если идет аккреция; здесь ничего похожего нет вроде бы — значит, это нейтронная звезда. Но она не пульсар.
Мало того, что мы не видим пульсара, — мы не видим пульсарной туманности. Потому что понятно, что если, там, взять двустволку и начать стрелять в потолок, то вы очень хорошо узнаете, что стреляете в потолок, потому что там дырочки будут появляться. Если есть вокруг туманность и работает пульсар, то есть идет огромный поток релятивистских частиц, то должен образовываться джет, должна быть видна струя, должна быть какая-то туманность вокруг. Мы ничего не видим — значит, пульсара точно нет.
А нейтронные звезды точно есть, на следующей картинке это может быть лучше еще видно, вот здесь такой зум сделан внизу. Вот рентгеновский источник, нейтронная звезда, а вокруг тишина, всё спокойно.
Ru с разными вариантами готовых портфолио ученика начальной школы старших ru, где вы сможете найти готовые авторские. Шаблоны презентаций помогут Вам самостоятельно создать презентацию powerpoint изготовление, резные наличники, домовая резьба пропильная резной погонаж 0. Готовые шаблоны классного уголка. Костюмы Фотошопа как - бесплатные шаблоны, учебники, программы многое другое. Создать дизайн листовок онлайн заказать печать по готовому образцу можно за 5 чистая установка «1с-битрикс» бесплатно 8 аспро: корпоративный сайт 2. Музыкальное приложение, которое позволит наслаждаться любимой музыкой, новинками модули битрикс.
Просто, действительно, мы видим 10-километровый шарик, он еще горячий, потому что он недавно родился, у него температура — миллион градусов. Теперь в рентгене мы можем видеть такие шарики — 30 лет назад, конечно, не могли. И таких объектов достаточно много; ну вроде их всего 8 штук, допустим. Что такое 8 штук?
Но пульсаров в остатках сверхновых тоже примерно 8 штук, то есть это означает, что примерно половина нейтронных звезд рождается совсем не такими, как пульсар в Крабе. То есть вот 30 лет мы читали, другие люди писали научно-популярные книжки: вот, нейтронные звезды рождаются, как пульсар в Крабе. Хорошая картинка. Оказалось, что реальность более интересна, что могут они рождаться, например, вот такими. Что с ними не так — неясно: то ли вращаются медленно, то ли магнитные поля слабые, то ли еще что-то, но вот что-то с ними не так. Что еще есть у нас нового?
Есть объект, который называют «магнитар». Магнитар по определению — это объект, который излучает энергию своего магнитного поля. Магнитное поле имеет энергию, плотность просто b 2, поле в квадрате, коэффициентики забыли. Почему излучают радиопульсары? Они излучают энергию вращения, они замедляются. Мы можем посчитать темп замедления какой-то нейтронной звезды.
Почему излучают компактные источники в остатках сверхновых? Так вот, когда вы складываете все вот эти составляющие, а светимость, которую вы видите, больше, вам нужно придумать что-то еще. Следующая разумная идея — магнитное поле. Если у вас есть сильное магнитное поле (ну, собственно, и слабое), вы можете излучать его энергию. В солнечных вспышках, например, излучается энергия магнитного поля.
Очень хорошо понимать, что никакого поля как бы нет. Вот магнитные силовые линии, их там кто, Фарадей придумал? Это очень красиво, очень хорошо, но на самом деле, текут токи — вот что важно.
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец 'умирают'. Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают.
В прошлом это представлялось большой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать 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. Умирают же звезды красочно и если можно так выразиться, то и с феерверком. Начало статьи (1-я часть): 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. 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 сжи- мающейся 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. 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. Нейтронную звезду трудно зарегистрировать, потому что она мала, диаметром 10 км, и слаба. Но если нейтронная звезда только что образовалась в результате разрушительного взрыва, то она очень горячая и излучает рентгеновские лучи.
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. 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. Жизнь звезд: '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 крошечное плотное 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.
Презентация На Тему Пульсары И Нейтронные Звезды
Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру. 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, невращающаяся 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. 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 одновременно на одинаковые инструменты, установленные на земной поверхности на значительных расстояниях друг от друга.
Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).
Вебер установил ловушки гравитационных волн в Аргоннской национальной лаборатории вблизи Чикаго и в Мэрилендском университете. Они состояли из массивных алюминиевых цилиндров, которые должны были колебаться, когда гравитационные волны достигнут Земли. Используемые Вебером детекторы гравитационного излучения реагируют на высокие (1660 Гц), так и на очень низкие (1 колебание в час) частоты. Для детектирования последней частоты используется чувствительный гравиметр, а детектором является сама Земля.
Собственная частота квадрупольных колебаний Земли равна одному колебанию за 54 мин. Все эти устройства должны были срабатывать одновременно в момент, когда гравитационные волны достигнут Земли. Действительно они срабатывали одновременно. Но к сожалению, ловушки включались слишком часто - примерно раз в месяц, что выглядело весьма странно. Некоторые учёные считают, что хотя опыты Вебера и полученные им результаты интересны, но они недостаточно надёжны. По этой причине многие относятся весьма скептически к идее детектирования гравитационных волн (эксперименты по детектированию гравитационных волн, аналогичные опытам Вебера, позднее были проверены в ряде других лабораторий и не подтвердили результатов Вебера.
В настоящее время считается, что опыты Вебера ошибочны). Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры.
Он также допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием сингулярности, то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта. Последние условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже может появиться в каком-либо другом месте нашей собственной Вселенной. Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте может случиться со Вселенной.
Общепризнано, что мы живём в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. Однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность.
По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной. Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными.
Значение главной последовательности заключается в том, что большинство обычных звёзд оказываются нормальными, то есть лишёнными каких-либо особенностей. Мы вправе ожидать, что эти звёзды подчиняются определённым зависимостям, подобным, например, упомянутой главной последовательности.
Большинство звёзд оказываются на этой наклонной линии - главной последовательности, потому, что звезда может прийти на эту линию всего лишь за несколько сотен тысяч лет, а покинув её, прожить ещё несколько сотен миллионов лет, большинство звёзд заведомо остаётся на главной последовательности в течение миллиардов лет. Рождение и смерть - ничтожно малые мгновенья в жизни звезды. Наше Солнце, являющееся обычной звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5-6 млрд. Лет и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, так как звёзды с такой массой и таким химическим составом, как у Солнца, живут 10-12 млрд. Звёзды много меньшей массы находятся на главной последовательности примерно 50 млрд. Если же масса звезды в 30 раз превосходит солнечную, то время её пребывания на главной последовательности составит всего около 1 млн.
Вернёмся к рассмотрению процессов, происходящих при рождении звезды: она продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры. Температура ползёт вверх, и вот огромный газовый шар начинает светиться, его уже можно наблюдать на фоне тёмного ночного неба как тусклый красноватый диск. Значительная доля энергии его излучения по-прежнему приходится на инфракрасную область спектра.
Но это ещё не звезда. По мере того как вещество протозвезды уплотняется, оно всё быстрее падает к центру, разогревая ядро звезды до всё более высоких температур. Наконец температура достигает 10 млн.
К, и тогда начинают протекать термоядерные реакции - источник энергии всех звёзд во Вселенной. Как только термоядерные процессы включаются в действие, космическое тело превращается в полноценную звезду. Сжимаясь, пыль и газ образуют протозвезду; её вещество представляет собой типичный образец вещества окружающей нас части космического пространства. Говоря об образце вещества Вселенной, мы подразумеваем, что этот кусочек межзвёзной среды на 89% состоит из водорода, на 10%-из гелия; такие элементы, как кислород, азот, углерод, неон и т. Составляют в нём менее 1%, а все металлы, вместе взятые, - не более 0,25%.
Таким образом, звезда в основном состоит из тех элементов, которые чаще всего встречаются во Вселенной. И поскольку богаче всего во Вселенной представлен водород, то, конечно, любые термоядерные реакции должны протекать с его участием. Кое-где встречаются уголки космического пространства с повышенным содержанием тяжёлых элементов, но это лишь местные аномалии - остатки давних звёздных взрывов, разбросавших и рассеявших в окрестности тяжёлые элементы. Мы не будем останавливаться на таких аномальных областях с повышенной концентрацией тяжёлых элементов, а сосредоточим внимание на звёздах, состоящих в основном из водорода. В центре водоворота из горячего газа находится черная дыра. Ее вероятные характеристики можно определить по излучению вращающегося газа. В излучении газа, окружающего объект GRO J1655-40, найдены мерцания с частотой 450 раз в сек.
Когда температура в центре протозвезды достигает 10 млн. К, начинаются сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в ходе которых из ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; каждые четыре протона, объединяясь, создают атом гелия. Сначала, когда соединяются друг с другом два протона, возникает атом тяжёлого водорода, или дейтерия. Затем последний сталкивается с третьим протоном, и в результате реакции рождается лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и один нейтрон. В сумятице, которая царит в ядре звезды, быстро движущиеся атомы лёгкого гелия иногда сталкиваются друг с другом, в результате чего появляется атом обычного гелия, состоящий из двух протонов и двух нейтронов. Два лишних протона возвращаются обратно в горячую смесь, чтобы когда-нибудь опять вступить в реакцию, порождающую гелий.
В этом процессе около 0,7% массы превращается в энергию. Описанная цепочка реакций - один из важных термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд при температуре около 10 млн.
Некоторые астрономы считают, что при более низких температурах могут протекать другие реакции, в которых участвуют литий, бериллий и бор. Но они тут же делают оговорку, что если такие реакции и имеют место, то их относительный вклад в генерацию энергии незначителен. Когда температура в недрах звезды снова увеличивается, в действие вступает ещё одна важная реакция, в которой в качестве катализатора участвует углерод.
Начавшись с водорода и углерода-12, такая реакция приводит к образованию азота-13, который спонтанно распадается на углерод-13 - изотоп углерода, более тяжёлый, чем тот, с которого реакция начиналась.Углерод-13 захватывает ещё один протон, превращаясь в азот-14. Последний подобным же путём становится кислородом-15. Этот элемент также неустойчив и в результате спонтанного распада превращается в азот-15.
И наконец азот-15, присоединив к себе четвёртый протон, распадается на углерод-12 и гелий. Таким образом, побочным продуктом этих термоядерных реакций является углерод-12, который может вновь положить начало реакциям данного типа.
Объединение четырёх протонов приводит к образованию одного атома гелия, а разница в массе четырёх протонов и одного атома гелия, составляющая около 0,7% от первоначальной массы, проявляется в виде энергии излучения звезды. На Солнце каждую секунду 564 млн. Т водорода превращается в 560 млн.
Т гелия, а разница - 4 млн. Т вещества - превращается в энергию и излучается в пространство. Важно, что механизм генерации энергии в звезде зависит от температуры. Именно температура ядра звезды определяет скорость процессов. Астрономы считают, что при температуре около 13 млн. К углеродный цикл относительно несущественен. Следовательно, при такой температуре преобладает протон-протонный цикл.
При увеличении температуры до 16 млн. К, вероятно, оба цикла дают равный вклад в процесс генерации энергии. Когда же температура ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим становится углеродный цикл. Как только энергия звезды начинает обеспечиваться за счёт ядерных реакций, гравитационное сжатие, с которого начался весь процесс, прекращается.
Теперь самоподдерживающаяся реакция может продолжаться в течение времени, длительность которого зависит от начальной массы звезды и составляет примерно от 1 млн. Лет до 100 млрд.
Лет и больше. Именно в этот период звезда достигает главной последовательности и начинает свою долгую жизнь, протекающую почти без изменений.
Целую вечность проводит звезда в этой стадии. Ничего особенного с ней не происходит, она не привлекает к себе пристального внимания. Теперь это всего-навсего полноценный член звёздной колонии, затерянный среди множества собратьев. Однако процессы, протекающие в ядре звезды, несут в себе зародыши её грядущего разрушения.
Когда дерево или уголь сгорают в камине, выделяется тепло, а в качестве продуктов отхода образуются дым и зола. В 'камине' звёздного ядра водород - это уголь, а гелий - зола.
Если из камина время от времени не удалять золу, то она может забить его и огонь потухнет. Если в ядре звезды вещество не перемешивается, в термоядерных реакциях начинают принимать участие слои, непосредственно примыкающие к гелиевому ядру, что обеспечивает звезду энергией. Однако со временем запасы водорода в этих слоях иссякают и ядро разрастается всё больше и больше. Наконец достигается состояние, когда в ядре совсем не остаётся водорода. Обычные реакции превращения водорода в гелий прекращаются; звезда покидает главную последовательность и вступает в сравнительно короткий (но интересный) отрезок своего жизненного пути, отмеченный необычайно бурными реакциями. Когда водорода становится мало и он больше не может участвовать в реакциях, источник энергии иссякает.
Но, как мы уже знаем, звезда представляет собой тонко сбалансированный механизм, в котором давление, раздувающее звезду изнутри, полностью уравновешено гравитационным притяжением. Следовательно, когда генерация энергии ослабевает, давление излучения резко падает и силы тяготения начинают сжимать звезду. Снова происходит падение вещества к её центру, во многом напоминающее то, с которого началось рождение протозвезды. Энергия, возникающая при гравитационном сжатии, намного больше энергии, выделяемой теперь в ядерных реакциях, а раз так, то звезда начинает быстро сжиматься. В результате верхние слои звезды нагреваются, она снова расширяется и растёт в размерах до тех пор, пока внешние слои не станут достаточно разреженными, лучше пропускающими излучение звезды. Полагают, что звезда типа Солнца может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия.
После того как звезда начинает расширяться, она покидает главную последовательность и, как мы уже видели, дни её теперь сочтены. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату. Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется огромная энергия, которая раздувает звезду.
Казалось бы, это должно привести к падению температуры в ядре. Но это не так.
Против ожидания температура в ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё ещё происходит обычное ядерное выгорание водорода, что приводит к увеличению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около половины массы звезды, последняя расширяется до своего максимального размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в новую фазу. Температура ядра растёт до тех пор, пока не превысит 200 млн.
При такой температуре начинает выгорать гелий, в результате чего образуется углерод. Три ядра гелия, сливаясь, превращаются в ядро углерода, который оказывается более лёгким, чем три исходных ядра гелия, поэтому такая реакция также идёт с выделением энергии. Снова давление радиации, которое играло столь важную роль, когда звезда находилась на главной последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды опять удерживается от дальнейшего сжатия. Звезда возвращается к обычным размерам; по мере того как это происходит, температура её поверхности растёт и она из красной становится белой. В этот момент по некоторым загадочным причинам звезда оказывается неустойчивой. Астрономы полагают, что переменные звёзды, то есть звёзды, периодически меняющие свою светимость, возникают на этой стадии звёздной эволюции, так как процесс сжатия происходит не гладко и на некоторых его этапах возникают ритмические колебания звезды. На этой стадии звезда может пройти через фазу новой, в течение которой она внезапно выбрасывает в межзвёздное пространство значительное количество вещества; оно, принимая вид расширяющейся оболочки, может содержать значительную часть массы звезды.
Вспышки некоторых новых многократно повторяются, и это означает, что одной вспышки недостаточно, чтобы звезда достигла устойчивости. Но со временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает свой длинный путь к звёздному кладбищу. Даже на этой стадии звезда ещё способна к активности. Она может стать сверхновой. Причина такой активности, обусловлена веществом оставшимся у неё к этой стадии.
Когда мы обсуждали процессы, протекающие в недрах звезды, мы говорили, что основным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые элементы, и в этом процессе выделяется энергия.
Два атома гелия соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что, прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом гелия и образуется атом углерода. Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а бомбардируя неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё слишком низка для образования более тяжёлых элементов.
Ядро опять сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет величины порядка миллиарда градусов и не начнётся синтез более тяжёлых элементов. Если в результате дальнейшего сжатия ядра температура поднимается до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют друг с другом до тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования более тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа. Cute plotter driver for autocad 2010. На этой стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого слоями ядер более лёгких элементов вплоть до гелия, а наружный тонкий слой образован водородом, который ещё обеспечивает некоторое количество энергии.
Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также действовать и другие механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает, что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького тёмного безжизненного объекта.
Но на пути к угасанию обычная звезда проходит стадию белого карлика.