10902 (Эволюционные процессы в мегамире(Звезды)), страница 3

3.2 Нейтронные звезды

Нейтронные звезды образуются при вспышках сверхновых звезд, если первоначальная масса звезды была в несколько раз больше массы солнца, или при аккреции² вещества на белый карлик в тесной двойной системе. Нейтронные звезды являются одними из самых интересных астрофизических объектов с физической точки зрения. Для них характерны такие явления и свойства как: сверхтекучесть, сверхпроводимость, сверхсильные магнитные поля, излучение нейтрино, эффекты специальной и общей теории относительности. В недрах нейтронных звезд могут существовать экзотические формы материи.

Сразу после открытия нейтрона советский физик Л.Д. Ландау (1908-1968) показал, что возможны макрообъекты, состоящие в основном из нейтронов - нейтронные звезды. Такие объекты устойчивы благодаря давлению вырожденного газа. Но это не газ электронов, как в случае белых карликов, а газ нейтронов. Нейтронные звезды имеют размеры около 10км. Т.к. нейтроны почти в 2000 раз тяжелее электронов, то при той же массе (порядка солнечной) нейтронные звезды в тысячу раз меньше белых карликов. Эти параметры соответствуют плотности около 10¹⁴ г/см³, что порядка плотности атомного ядра. Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды весит около десяти миллиардов тонн.

В 1934 г. Вальтер Бааде (1893-1960) и Фриц Цвикки (1898-1974) предсказали, что нейтронные звезды могут рождаться во вспышках сверхновых. Однако в целом предсказания были малообещающими с астрономической точки зрения: светимость, связанная с тепловым излучением нейтронной звезды, ничтожно мала, и в середине 20 века не было никакой надежды обнаружить нейтронные звезды. Нейтронные звезды были неожиданно открыты как радиопульсары в 1967 г. в Англии. Радиопульсары - источники периодических всплесков радиоизлучения. В ходе исследований мерцаний космических радиоисточников Джоселин Белл, работавшая под руководством Энтони Хьюиша, обнаружила строго периодический радиосигнал. После того, как была отброшена гипотеза об искусственном происхождении сигнала (его связывали с внеземной цивилизацией) наблюдения были рассекречены, и в течение очень короткого времени радиопульсары были отождествлены с нейтронными звездами.

Излучение радиопульсаров связано с мощным магнитным полем нейтронных звезд (около 10¹² гаусс, для сравнения – на Земле 1 гаусс) и быстрым вращением (периоды радиопульсаров лежат в дипазоне от 0.0015 до примерно 8 секунд). Вращающийся магнит дает излучение, если магнитная ось и ось вращения не совпадают. Чем больше магнитное поле и скорость вращения, тем больше мощность излучения.

Если аккреция идет на нейтронную звезду, то выделяет большое количество энергии. Это связано с компактностью нейтронных звезд, благодаря чему падающее вещество приобретает гигантскую скорость (близкую к скорости света). Кинетическая энергия падающего вещества после столкновения с поверхностью (или в диске вокруг звезды) переходит в тепло. И оно излучается в рентгеновском диапазоне, т.к. температура достигает нескольких миллионов градусов.

Если на нейтронную звезду выпадет слишком много вещества, то она может превратиться в черную дыру, т.к. ничто (в том числе и давление вырожденного нейтронного газа) не сможет противостоять гравитации.

Нейтронные звезды образуются из массивных звезд с массами от 8-10 до 30-40 солнечных масс. Из более массивных звезд образуются черные дыры. Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой - колоссальным взрывом ядра массивной проэволюционировавшей звезды. После взрыва кроме нейтронной звезды остается разлетающееся вещество - остаток сверхновой. Один из самых известных - Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Остатки сверхновых излучают в основном в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах спектра. Излучение связано с движением электронов и имеет нетепловую природу.

Молодая нейтронная звезда может наблюдаться как радиопульсар, а также как слабый источник в оптическом и рентгеновском диапазонах. Это возможно т.к. молодая нейтронная звезда очень горяча, ее температура порядка сотен тысяч градусов.

Оценки показывают, что в нашей Галактике должно быть несколько сотен миллионов нейтронных звезд. Большинство из них старые одиночные объекты.

Они не излучают радиоволны (стадия пульсара для одиночной звезды длится 10⁷-10⁸ лет). Единственная возможность увидеть их - аккреция межзвездного вещества. Но это очень слабые объекты рентгеновского диапазона. Кроме того, исследования показывают, что лишь несколько процентов старых нейтронных звезд находятся на стадии аккреции. Поэтому большинство объектов этого типа недоступно для наших наблюдений.

В последнее время большое развитие получили исследования слияния двойных нейтронных звезд.

Если в состав тесной двойной системы входит два компактных объекта (нейтронные звезды или черные дыры), то они будут довольно быстро сближаться за счет излучения гравитационных волн, предсказанных общей теорией относительности.

В случае достаточно тесной системы слияние произойдет за время меньшее возраста Вселенной. В 70-е гг. была открыта первая такая система, состоящая из двух нейтронных звезд. За это открытие Р. Халс и Дж. Тейлор в 1993 г получили Нобелевскую премию по физике.

Эта система сольется через несколько сотен миллионов лет. При таком слиянии выделяется колоссальное количество энергии (больше чем при взрыве сверхновой). Слияния связывают с космическими источниками гамма-всплесков

3.3 Черные дыры

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая³, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру. В 1939 году Р. 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, не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который 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.

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 поиска 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 закона тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные Ньютоновские законы здесь перестают 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 теряет энергию на преодоление гравитационного поля звёзды. 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 черную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она не видима, 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 значительном расстоянии 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). Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры. Он 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 (от лат. singularius – отдельный, одиночный), то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта. Последнее условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к этой сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже может появиться в каком либо 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 с Вселенной. Общепризнано, что мы живем 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.

ВЫВОД

Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери.

Обнаружить эти изменения – вот основная задача теории звездной эволюции.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ

1) Найдыш В.М. «Концепции современного естествознания»: Учебник. -Изд. 2-е, перераб. и доп. - М.: Альфа-М; ИНРА-М, 2005.

2) Агекян Т.А. «Звезды, галактики, Метагалктика» - 3-е изд, перераб. и доп. - М.: Наука, 1981.

3) С.Л. Шарипо, С.А. Тьюкольски. Черные дыры, нейтронные звезды, белые карлики: В 2-х ч. Ч. 1. Пер. с англ. – М.: Мир, 1985, 256с., ил.