Главная » Все файлы » Просмотр файлов из архивов » Файлы формата DJVU » И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц

И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц, страница 43

DJVU-файл И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц, страница 43 Физика (2619): Книга - 4 семестрИ.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц: Физика - DJVU, страница 43 (2619) - СтудИзба2019-05-09СтудИзба

Описание файла

DJVU-файл из архива "И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц", который расположен в категории "". Всё это находится в предмете "физика" из 4 семестр, которые можно найти в файловом архиве МГУ им. Ломоносова. Не смотря на прямую связь этого архива с МГУ им. Ломоносова, его также можно найти и в других разделах. .

Просмотр DJVU-файла онлайн

Распознанный текст из DJVU-файла, 43 - страница

Эти реакции протекают с поглощением энергии и способствуют охлаждению центральной части звезды. Давление в центре звезды (в частности давление вырожденного электронного газа) уже не в состоянии противостоять силам гравитации. Звезда теряет устойчнзасть и начинается ее коллапс — убыстряющееся (свободное) падение наружных оболочек ва центр звезды. В момент начала коллапса температура в центре звезды 10з-10'е К, плотность 10е-10з г/смз. Рост кинетической энергии падающего к певтру звезды вещества приводит к быстрому увеличению скорости горения наружных слоев звезды.

При 275 У = 10з-10~с К кислород во внешней зоне выгорает за несколько минут (освобождающаяся при этом энергия сравннма с энергией, выделяемой Солнцем в течение миллиарда лет). Особенно бурно протекает заключительный этап сжатия массивной звезды. За время не более нескольких секунд плотность центральной части звезды достигает плотности ядерного вещества ~10ы-10ы г/смз). Температура ядра звезды поднимается до 10 ~-10ы К. В этих условиях интенсивно идет реакция превращения протонов в нейтроны с образованием нейтрино (15.1) р+с ~в+и,. Нейтрино покидают звезду, унося подавляющую часть высвобождающейся при взрыве сверхновой энергии (10зз-10ы эрг) и оставляют в центре звезды сжатое до ядерной плотности нейтронное ядро.

С образованием нейтронного ядра сжатие центральной части звезды резко прекращается и возникает отраженная ударная волна. Эта волна нагревает внешнюю оболочку до 10э К, и оболочка выбрасывается в окружающее пространство под действием давления излучения и потока нейтрино. Невидимая до этого глазом звезда мгновенно вспыхивает.

В максимуме свети- мости сверхновая излучает в единицу времени столько же энергии, сколько излучает целая галактика из обычных звезд. Важным подтверждением вышеизложенного механизма взрыва сверхновой явилось наблюдение в 1987г. сверхновой ЗХ 1987А в одной из ближайших галактик — Большом Магеллановом облаке, — отстоящей от нашей галактики на 170000 световых лет. Оболочка сверхновой была выброшена взрывом со скоростью несколько десятков тысяч километров в секунду. На ее месте раньше наблюдался голубой гигант с массой 16Мй.

Нейтринные детекторы Земли зарегистрировали около 30 нейтрино от этого взрыва. В момент взрыва сверхновой температура во внешних слоях звезды резко повьппается и там происхадит взрывной вдияеосиншеэ. В частности, образующиеся ннтенсивные потоки нейтронов приводят к их быстрому последовательному захвату ядрами и к появлению элементов в области массовых чисел А > 60, в том числе и саымх тяжелых. 276 Еевчвд 15 Взрыв сверхновой довольво редкое событие. В нашей Галактвке (содержащей ы 10м звезд) за столетие происходит в средием от 3 до 4 вспышек сверхновых. Всего же йаблюдалось более 900 сверхновых, в основном в далеких галактиках.

После взрыва сверхновой уплотиившееся ядро звезды может образовать вебпзровврю звезду или черврю дыру, в зависимости от массы вещества, оставшегося в центральной части взорвавшейся сверхновой. В вейтроввую звезду превращаются звезды с начальной массой 10Мо < М ( 40Мо, в червую дыру — самые массивнь1е звезды с начальной массой М ) 40Мй. Нейтроипая звезда образуется как остаток сверхновой в результате процесса (15.1) после выброса нейтрино. Ова имеет ядерную цлотвость (1014-1014 г/смз) и типвчвый радиус 10- 20 км. Дальнейшему гравитациошюму сжатвю вейтронвой звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов.

Это также давление вырождеввя, как ранее в случае белого карлика, во давление вырождевия существевво более ш»отвого иейтроввого газа. Это давление в состоянии удержввать от граввтациоивого коллапса массы вплоть до ЗМ0. Таким образом, масса нейтронной звезды меняется в пределах (1А-З)Мо. Нейтрино, образующиеся в момент коллапса сверхновой, быстро охлаждают нейтронную звезду, Ее температура по оценкам падает с 10»1 до 10е К за время около 100 с. Дальше темп остывания уменьшается. Однако ов высок по космическим масштабам. Уменьшение температуры с 10е до 104 К происходит за 100 лет и до 104 К вЂ” за мвллиои лет. Я 10'з 4дч10'з 2 10»~ 4.3 10о 10 Рвс. 1$.Ь Ссчоввз взйтроввой звозды вассой 1.6ззе в радвусоы Л=16вы.

указава ввотвостз д з г/сна а разавчвыд частдз звездЫ 277 Структура нейтронной звезды массой 1.5Мп и радиусом 1бкм показана на рис. 15.1: область 1 — тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. Область П представляет собой крдсталлическую решетку атомных ядер и вырожденных электронов. Область П1 — твердый слой из атомных ядер, перенасыщенных нейтронами. 1Ч вЂ” жидкое ядро, состоящее в основном из вырожденных нейтронов. Область Ч образует адронную сердцевину нейтронной звезды. Она, помимо нуклонов, должна содержать пионы и гипероны.

В этой части нейтронной звезды возможен переход нейтронной жидкости в твердое кристаллическое состояние, появление пионного конденсата, образование кварк-г~поонной и гиперонной плазмы. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами сложно из-за малого размера и низкой светимости. В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического раяиоизлучения — пульсары.

Периоды повторения радиоимпульсов пульсаров строго постоянны и для большинства пульсаров лежат в интервале от 10 з до нескольких секунд. Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь прн таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при коллапсе сверхновой и образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с очень сильным магнитным полем 10гэ-10ы Гс.

Магнитное поле вращается вместе с нейтронной звездой, однако ось этого поля не совпадает с осью вращения звезды. При таком вращении излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как луч маяка, Каждый раз, когда луч пересекает Землю и попадает на земного наблюдателя, радиотелескоп фиксирует короткий импульс радиоизлучения. Частота его по. вторения соответствует периоду вращения нейтронной звезды. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испускал электромагнитные волны.

Таков механизм радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом (рис. 15.2). Образование нейтронных эвезд не всегда является следствнем вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм: в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. 278 Ленннл И Перетекание вещества звещы-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы белътй карлик превращается в нейтронную звезду, В случае, когда перетекание вещества продолжаетск и после образования нейтронной звезды, ее масса может существенно увелнчитъсл и в результате гравитационного коллапса она может превратвтъск в черную дыру.

Это соответствует, так называемому «твхому коллапсу». ось оплот«тятя оотоаоо пинии оооыы нинитнапт поля нобпюплтопь пмтното поля Рло. 16.З. Мололь пульсара АМ М гш = — ш3 — км сз Мв (15.2) Если при взрыве сверхновой ссхраакетск остаток массой М > ЗМ9, то он не может существовать в виде устойчнвой нейтронной звезды. Ядерные силы отталкивания на малых (< 0.5 Фм) расстокнилх не в состолвии противостокть дальнейшему гравитационному сжатшо звезды. Возникает необычный объект — червак дътра (термин введен Уилером в 196 т г:, существование черных лыр предсказано в рамках общей теории отвоситюп ности Оппенгеймером и Свайлвртво в 1939 г,).

Основное свойство черной дыры состоит в том, что никакие сигналы, возникающие внутри нее, не могут выйти за ее пределы и доствчь внешнего наблюдателе. Звезда массой М, коллапсирул в черную дыру, достигает сферы радиуса гш (сферы Шварцшильда): 279 (фермально к этому соотношению можно прийти, полагая в известной формуле для второй космической скорости еьз = ~/2СМ/В предельное значение этой скорости, равное скорости света). При достижении объехтом размера сферы Шварпшильда его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. Шварпшильдовский радиус Солнца равен Зкм, Земли — 1см (ни Солнце, нн Земля, конечко, не могут стать черной дырой).

Черная дыра Шварцшильда относится к неврашающимся объектам и является остатком массивной невращающейся звезды. Вращающаяся массивная звезда коллапсирует во вращающуюся черную дыру (черную дыру Керра). С точки зрения удаленного наблюдателя коллапс в черную дыру (достижение объектом шварцшильдовского радиуса) продолжается бесконечно долго. Пля наблюдателя внутрн объекта коллапс происходит быстро (в 10 Я с для М 1ОМб). Средняя плотность сферы Шварцшильда равна средней плотности нуклона (10м г/смз). Фундаментальной проблемой физики черных дыр является проблема сингулярности внутри нее. В конце коллапса все вещество сжимается в точку (г = 0) и плотность становится бесконечной. При этом понятве пространства-времени теряет смысл. Неизбежность сингулярности следует из теорем, доказанных в конце бО-х гг.

Черную дыру можно обнаружить лишь по косвенным признакам, связанным с влиянием ее сильного гравитационного поля на движение окружающего вещества и распространение излучения, в частности, если она входит в состав двойной звездной системы с видимой звездой. В этом случае черная дыра будет затягивать газ звезды. Этот газ будет нагреваться, становясь источником интенсивного рентгеновского излучения, котороеможет быть зарегистрировано. В настоящее время известно несколько десятков объектов,. которые считают черными дырами. Так имеется объект Лебель Х1, представляющий собой двойную систему с периодом вращения б.бсут. В состав системы входят голубой гигант с массой 22Мй и невидимый источник пульсирующего рентгеновского излучения с массой 8Мй, который, как полагают, и является черной дырой (объект такой большой массы не может бытЬ нейтронной звездой).

Свежие статьи
Популярно сейчас
Зачем заказывать выполнение своего задания, если оно уже было выполнено много много раз? Его можно просто купить или даже скачать бесплатно на СтудИзбе. Найдите нужный учебный материал у нас!
Ответы на популярные вопросы
Да! Наши авторы собирают и выкладывают те работы, которые сдаются в Вашем учебном заведении ежегодно и уже проверены преподавателями.
Да! У нас любой человек может выложить любую учебную работу и зарабатывать на её продажах! Но каждый учебный материал публикуется только после тщательной проверки администрацией.
Вернём деньги! А если быть более точными, то автору даётся немного времени на исправление, а если не исправит или выйдет время, то вернём деньги в полном объёме!
Да! На равне с готовыми студенческими работами у нас продаются услуги. Цены на услуги видны сразу, то есть Вам нужно только указать параметры и сразу можно оплачивать.
Отзывы студентов
Ставлю 10/10
Все нравится, очень удобный сайт, помогает в учебе. Кроме этого, можно заработать самому, выставляя готовые учебные материалы на продажу здесь. Рейтинги и отзывы на преподавателей очень помогают сориентироваться в начале нового семестра. Спасибо за такую функцию. Ставлю максимальную оценку.
Лучшая платформа для успешной сдачи сессии
Познакомился со СтудИзбой благодаря своему другу, очень нравится интерфейс, количество доступных файлов, цена, в общем, все прекрасно. Даже сам продаю какие-то свои работы.
Студизба ван лав ❤
Очень офигенный сайт для студентов. Много полезных учебных материалов. Пользуюсь студизбой с октября 2021 года. Серьёзных нареканий нет. Хотелось бы, что бы ввели подписочную модель и сделали материалы дешевле 300 рублей в рамках подписки бесплатными.
Отличный сайт
Лично меня всё устраивает - и покупка, и продажа; и цены, и возможность предпросмотра куска файла, и обилие бесплатных файлов (в подборках по авторам, читай, ВУЗам и факультетам). Есть определённые баги, но всё решаемо, да и администраторы реагируют в течение суток.
Маленький отзыв о большом помощнике!
Студизба спасает в те моменты, когда сроки горят, а работ накопилось достаточно. Довольно удобный сайт с простой навигацией и огромным количеством материалов.
Студ. Изба как крупнейший сборник работ для студентов
Тут дофига бывает всего полезного. Печально, что бывают предметы по которым даже одного бесплатного решения нет, но это скорее вопрос к студентам. В остальном всё здорово.
Спасательный островок
Если уже не успеваешь разобраться или застрял на каком-то задание поможет тебе быстро и недорого решить твою проблему.
Всё и так отлично
Всё очень удобно. Особенно круто, что есть система бонусов и можно выводить остатки денег. Очень много качественных бесплатных файлов.
Отзыв о системе "Студизба"
Отличная платформа для распространения работ, востребованных студентами. Хорошо налаженная и качественная работа сайта, огромная база заданий и аудитория.
Отличный помощник
Отличный сайт с кучей полезных файлов, позволяющий найти много методичек / учебников / отзывов о вузах и преподователях.
Отлично помогает студентам в любой момент для решения трудных и незамедлительных задач
Хотелось бы больше конкретной информации о преподавателях. А так в принципе хороший сайт, всегда им пользуюсь и ни разу не было желания прекратить. Хороший сайт для помощи студентам, удобный и приятный интерфейс. Из недостатков можно выделить только отсутствия небольшого количества файлов.
Спасибо за шикарный сайт
Великолепный сайт на котором студент за не большие деньги может найти помощь с дз, проектами курсовыми, лабораторными, а также узнать отзывы на преподавателей и бесплатно скачать пособия.
Популярные преподаватели
Нашёл ошибку?
Или хочешь предложить что-то улучшить на этой странице? Напиши об этом и получи бонус!
Бонус рассчитывается индивидуально в каждом случае и может быть в виде баллов или бесплатной услуги от студизбы.
Предложить исправление
Добавляйте материалы
и зарабатывайте!
Продажи идут автоматически
5119
Авторов
на СтудИзбе
445
Средний доход
с одного платного файла
Обучение Подробнее