Реферат: Эволюция звезд

туманностей - наиболее горячие объекты среди известных в природе. Температура

их поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно высоких

температур большая часть излучения звезды приходится на далёкую

ультрафиолетовую область электромагнит-

иного спектра. Это ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и

переизлучается газом оболочки в видимой области спектра, что и позволяет нам

наблюдать оболочку. Это означает, что оболочки значительно ярче, нежели

центральные звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так

как огромное количество излучения звезды приходится на невидимую часть спектра.

Из анализа характеристик центральных звёзд планетарных туманностей следует,

что типичное значение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса Солнца. А для

синтеза тяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие массы. Количество

водорода в этих звёздах незначительно. Однако газовые оболочки богаты водородом

и гелием.

Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не из

планетарных туманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов целиком

связана с планетарными туманностями, по крайней мере половина или более из них

произошли от нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих через

стадию планетарной туманности.

Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна.

Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного

процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И тем не менее

общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу,

подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в

виде чёрных, невидимых карликов.

Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды на

последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут

взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом

несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.

СВЕРХНОВЫЕ.

Около семи тысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства

внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно

большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической

проблемой - её физическая целостность оказалась под угрозой. Когда была

пройдена граница устойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный,

один из самых катастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую

звезду.

Шесть тысяч лет мчался по космическим просторам свет от этой звезды из

созвездия Тельца и достиг наконец Земли. Это случилось в 1054г. В Европе наука

была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в

другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на

небе перед восходом Солнца.

Четвёртого июля 1054г. китайские астрономы, вглядываясь в небо, увидели

светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в

Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после Солнца

объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г.., он был виден даже

днём. Постепенно объект становился слабее, но всё же оставался видимым для

невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056г. Это была

ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых - она сияла как 500 млн. Солнц.

Если бы она находила от нас на таком расстоянии, как ближайшая к нам звезда

альфа Центавра, то даже самой тёмной ночью при её свете мы могли бы свободно

читать газету - она светила бы значительно ярче, чем полная Луна.

В европейских хрониках тех лет нет никаких упоминаний о данном событии, но не

следует забывать, что то были годы средневековья, когда на европейском

континенте почти угас свет науки.

Один интересный момент в истории открытия этой звезды. В 1955г. Уильям Миллер

и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар обнаружили

доисторические пиктограммы на стене одной пещеры в скале каньона Навахо в

Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере - нарисовано

куском гематита - красного железняка. На обоих рисунках изображён кружок и

полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображение лунного серпа и

звезды; по его мнению, они, возможно, отображают появление сверхновой в 1054г.

Для такого заключения есть два основания: во-первых, в 1054г., когда вспыхнула

сверхновая, фаза Луны и её расположение относительно сверхновой были именно

такими, как показано на рисунке.

Во-вторых, по найденным в тех местах глиняным черепкам установлено, что около

тысячи лет назад в этой местности обитали индейцы. Таким образом, рисунки,

по-видимому, являются художественным изображением сверхновой, сделанным

древними индейцами.

После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где

находилась сверхновая, было обнаружено, что остатки сверхновой образуют сложную

хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько звёзд. Весь

этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Источником

вещества туманности является одна из

центральных звёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это

нейтронная звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый

диаметр. По фотографиям и спектрограммам можно определить физические

характеристики звезды.

В результате исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности

различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая сетка,

состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов и

ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения

центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон, серу. И

во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой мы видим

газовые волокна.

По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, обнаружено, что

некоторые из волокон туманности движутся от её центра наружу. Зная угловые

размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, учёные

определили, что около девяти столетий назад на месте туманности был точечный

источник. Таким образом удалось установить прямую связь между крабовидной

туманностью и тем взрывом сверхновой, который почти тысячу лет назад наблюдали

китайские и японские астрономы.

Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом дискуссий

и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.

Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем

стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом исследовании,

сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он

установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой подвергаются

катастрофическим изменениям, в результате чего достигается некоторое

равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный

путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звёздной эволюции

и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Все они пришли к

одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, её ожидают

невероятные изменения.

Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силами

гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими её

изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной эволюции, когда

истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счёт

эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика и

позволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом,

звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь, превратившись в холодный,

безжизненный, невидимый звёздный шлак.

Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в

состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остаётся

только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую температуру.

Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции

звезда постепенно использует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда

добыть энергию на последних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное топливо,

регулярно поставляющее энергию, на исходе ? Конечно она ещё не энергетический

«банкрот», она большой, массивный объект, значительная часть массы которого

находится на большом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть

гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и

благодаря своему местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия

заключённая во внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из

которой в нужный момент её можно извлечь.

Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься, пополняя

таким образом запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие

? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию и пришли к

выводу, что в действительности происходит катастрофическое сжатие, за которым

следует катастрофический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка

массы, является значение

плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда

тут же возвращается на путь обычного угасания.

Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за

шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого

процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную

роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл

и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и

проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое

превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом

Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз

превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в недрах

звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий. После того

как значительная часть вещества звезды превратится в гелий, температура в её

центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным

горючим становится гелий, который затем превращается в кислород и неон. Таким

образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух

этих химических элементов. Теперь звезда 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 межзвёзном 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 массы Солнца. Если же её масса более,

чем вдвое превышает массу Солнца, то она в конечном счёте может превратиться в

чёрную дыру.

Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь несколько

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

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

Кеплера, открытая им в 1604 г. Недавно стало известно о сверхновой в созвездии

Волка. Астрономы вычислили, что каждая звёздная система, галактика, в среднем

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

около 150 сверхновых.

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

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

могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути. Точное время взрыва

для Петли в Лебеде почти невозможно установить, но полагают, что если это

действительно остатки взрыва сверхновой, то Петля в Лебеде начала своё

расширение около 60 тысяч лет назад. Кассиопея А - самая молодая сверхновая на

небе, так как её расширение началось примерно в 1700г.

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

механизм вспышек, которые по своей яркости могут соперничать с сиянием десятков

миллиардов звёзд ? Каков конечный продукт звёздного взрыва ? Это только часть

вопросов, которые возникают у астронома, наблюдающего за грандиознейшими

взрывами в том или ином уголке неба. Чтобы ответить хотя бы на некоторые из

них, необходимо исследовать историю жизни звезды.

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

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 тоерию атомного

взрыва для описания гидродинамики сверхновых. Это позволило тщательно

исследовать гидродинамику сверхновых с помощью теории, которая заведомо не

слишком далека от истины. Некоторые астрономы различают пять типов сверхновых;

два из них главные - это сверхновые типа 1 и сверхновые типа 2. Они отличаются

друг от друга светимостями, характером изменения светимости, спектрами, а также

количеством и местоположением в конкретной галактике либо в различных типах

галактик. Характер изменения светимости со временем у сверхновых обоих

основных типов практически одинаков.

НЕЙТРОННЫЕ.

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

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

сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт «нейтрализация» вещества:

взаимодействие электронов с протонами привёдёт к тому, что почти вся масса

звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее

массивные звёзды могут обраться в нейтронные, после того как они взорвутся как

сверхновые.

Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их

существования было сделано талантливыми астрономами Фрицем Цвикки и Вальтером

Баарде из Калифорнии в 1934г. (несколько раньше в 1932г. возможность

существования нейтронных звёзд была предсказана известным советским учёным Л.

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

американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Интерес этих физиков к данной

проблеме был вызван стремлением определить конечную стадию эволюции массивной

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

Страницы: 1, 2, 3