Д.В. Сивухин - Общий курс физики. Том 5. Атомная и ядерная физика (1121281), страница 182
Текст из файла (страница 182)
Однако температуры (102.14) для черных дыр, возникающих в процессе коллапса звезд, слишком низки, н для таких черных дыр «квантовое испарение» не имеет значения. Время жизни этих черных дыр более чем на 50 порядков превышает возраст Вселенной. Для черных дыр с массой около 10~~ г время жизни около 10ш лет. Но черные дыры столь малых масс прн коллапсе звезд не образуются. Возможно, малые черные дыры возникают на ранней стадии эволюции Вселенной из первоначальных неоднородностей крайне 1 102) Краткие сведения об эволюции звезд 711 плотного расширяющегося вещества.
Масса таких черных дыр по теории 1И сз/~рС~, где р плотность вещества. Квантовое испарение черных дыр существенно только для малых черных дыр, масса которых меньше или порядка 10'~ г. Заключительный этап эволюции черной дыры такой массы заканчивается взрывом, при котором из дыры массой т порядка 3 10 г за последние 0,1 с выделяется громадная энергия— э порядка тс = 10зо эрг! 12. Черные дыры с достоверностью еще не обнаружены. Если они существуют, то их наблюдение осложняется тем обстоятельством, что они могут проявлять себя только своим еравитаи,ионным полем. Изложим одну из идей, предложенных для обнаружения черных дыр. Если черная дыра образует двойную систему с обычной (видимой) звездой, то она источник рентгеновского излучения, которое возникает при аккреции вещества обычной звезды на черную дыру.
Но источниками рентгеновского излучения являются также белые карлики и нейтронные звезды, образующие двойные системы с обычными звездами. Поиски источников рентгеновского излучения нельзя проводить наземными приборами из-за поглощения реп ггеновских лучей земной атмосферой. Для серьезных поисков должны применяться только рентгеновские телескопы, установленные на борту искусственных спутников Земли. Масса обычной (видимой) звезды может быть оценена по ее спектру, а доплеровское смещение спектральных линий при обращении видимой звезды вокруг центра масс ее и невидимого компонента позволяет определить период обрашеиия.
11о этим данным, как показывае гся в астрономии, можно оценить и массу невидимой компоненты двойной звезды. Если эта масса окажется меньше 1,44мз, то невидимой компонентой будет белый карлик; если она больше этой величины, но меньше олтш, то это нейтронная звезда; если же она превосходит Змш, то только черная дыра. Рентгеновский телескоп был впервые установлен на борту итало- американского спутника «Ухуру», запущенного 12 декабря 1970 г. К весне 1972 г. спутник накопил информацию, достаточную для составления детального каталога 125 рентгеновских исгочников.
Внимание астрономов привлек рентгеновский источник, расположенный в созвездии Лебедя и получивший название «Лебедь Х-1». В результате исследований на спутнике «Ухуру» и с помощью рентгеновских телескопов на высотных баллонах удалось в 1971 г, с большой точностью установить положение источника. В том же году были зарегистрированы изменения рентгеновской светимости источника и наблюдалось резкое возрастание излучения радиоисточника, расположенного в том же месте неба. Естественно, что оба источника были отождествлены. Тем самым положение Лебедя Х-1 было определено с точностью до угловой секунды.
В том жс месте была обнаружена горячая голубая спектрально-двойная звезда с периодом 5,6 сут, расположенная на расстоянии 2000 пк от Солнца. Оказалось, что и рентгеновское излучение Лебедя Х-1 содержит компоненту с тем же периодом. На этом (1"л. ХЧ Некоторые вопросы астро4ивики 712 основании было сделано заключение, что указанная звезда и рентгеновский источник образукзт двойную систему. Масса звезды больше 20Мш, а невидимой компоненты больше 8Мш. Поэтому естественно предположить, что рентгеновским источником является черная дыра, хотя к этому предположению следуег относиться с осторожностью. 13.
Как показывают наблюдения, нейтронные звезды (пульсары), вероятно, чаще всего возникают при вспышках сверхновых. Вспышка сверхновой — это гигантский по своим масштабам взрыв звезды. В таком взрыве выбрасывается вещество с массой порядка солнечной и много больше. Средняя скорость выброшенного вещества порядка 10 сы/с. В момент вспышки сверхновой светимосгь звезды возрастает в миллиарды раз, так что на короткое время (порядка месяца) звезда по своей яркости становится сравнимой с целой галактикой, состоящей из миллиардов звезд. В течение нескольких месяцев взорвавшаяся звезда излучает столько света, сколько излучает Солнце за миллиард лет (около 10'о эрг).
Но электромагнитное излучение уносит лишь малую часть полной энергии, освобожденной сверхновой. Кинетическая энергия разлетающегося вещества примерно в 10 раз больше. Еще большую энергию (примерно в 100 раз — по сравнению с электромагнитным излучением) уносят нейтрино, которые в основном испускаются во вспышке, длящейся около секунды. После взрыва большая часть массы звезды оказывается рассеянной и наблюдается в виде туманности. В центре звезды остается слабая звездочка -- пульсар, которая в некоторых случаях может превратиться в черную дыру.
В каждой галактике сверхновые вспыхивают редко. За прошедшие 1000 лег в нашей Галактике наблюдались по крайней мере шесть сверхновых: в 1006, 1054, 1181, 1572, 1604 и 1667 гг. Особую роль в астрономии сыграла сверхновая 1054 г., появление которой было зафиксировано в китайских летописях. На месте взорвавшейся звезды в настоящее время наблюдается Крабовидная туманность, имеющая форму довольно правильного эллипса, угловые размеры которого приблизительно равны 4о х 6". В центре туманности наблюдается маленькая звездочка 16-й видимой звездной величины пульсар, о котором уже говорилось в п.8. Видимая звездная величина самой туманности 8,5, т.е. она примерно в 1000 раз ярче, чем эта звездочка. В ближайшей к нам галактике Большом Магеллановом облаке последняя сверхновая вспыхнула в феврале 1987 г.
Если бы вспышки сверхновых наблюдались только «близкоэ, т.е. в пределах нашей Галактики, то мы знали бы о сверхновых очень мало. Однако светимость сверхновых настолько велика, что они видны даже в удаленных галактиках. Так, в 1885 г. астроном Гартвиг на астрономической обсерватории в Тарту (Эстония) наблюдал вспышку сверхновой в крупнейшей из галактик — туманности Андромеды. Звезда имела видимый блеск 6т,б, т.
е. люди с хорошим зрением могли видеть ее даже невооруженным глазом (а туманность Андромеды удалена от Земли на расстояние 670 тыс. парсек, т. с. свыше 2 млн световых лет!). Видимый блеск туманности Андромеды равен 4т,5, т. е. яркость сверхновой была 5 102) Краткие сведения об эволюции звезд только в 5,25 раз меньше всей туманности Андромеды.
В настоящее время астрономы открывают более 10 сверхновых в год. Откуда берется энергия, необходимая для взрыва звезды при вспьппке сверхновой? Считается, что одним из источников этой энергии является «выгорание» углерода в первой реакции (102.4). В этой реакции выделяется энергия около 1 МэВ = 1,6 10 эрг на нуклон, или 10'" эрг на грамм.
Чтобы за счет углеродной реакции выделилась энергия 1Оео эрг, необходимо «сжечь» взрывным образом массу углерода '~~С, равную 10во/10гз = 10зз г, а если учесть еще кинетическую энергию разлетающегося вещества и энергию, уносимую нейтрино, то потребуется величина, примерно в 100 раз большая. А эта величина в несколько раз превышаег массу Солнца. Другим и притом более мощным источником энергии является гравитационное сжатие звезды. Гравитационная энергия, освобождающаяся при гравитационном сжатии звезды до размеров сферы Шварцшильда, составляет тс, т.
е. 938 МэВ на нуклон. При сжатии же до размеров ней гронной звезды эта энергия равна 100 МэВ на нуклон. (Напомним, что энергия связи нуклона в ядре равна 8 МэВ.) Таким образом, при сжатии нейтронной звезды до размеров сферы Шварцшильда освобождается гравитационная энергия 800 МэВ на нуклон. Понятно, что этой энергии недостаточно, чтобы отбросить все вещество., упавшее на сферу Шварцшильда.
Может быть сброшена только часть этого вещесгва. Механизм взрывного освобождения ядерной и гравитационной энергии, а также механизм самого взрыва еще недостаточно ясны. Эти вопросы усиленно изучаются численными методами на моделях звезд с широким использованием ЭВМ. Интересующихся мы отсылаем к статье Бете и Брауна (В мире науки. --!985, № 7).
14. В заключение не можем удержаться от искушения сделать следующее замечание. Еще в 1795 г. Лаплас (1749 — 1827) допускал существование излучающих, но невидимых звезд. Он исходил из ньютоновской корпускулярной гипотезы о природе света. Ньютоновская световая корпускула подчиняется законам ньютоновской механики и подвержена действию гравитационных сил. Обозначим через и скорость корпускулы, меняющуюся во время ее движения.
В гравитационном поле звезды движение корпускулы будет финитным, если полная энергия ее отрицательна: Рте С»Мт ( О. 2 г Такая корпускула не дойдет до бесконечно удаленного наблюдателя, и звезда будет невидимой. Допустим, далее, что в момент испускания скорость корпускулы всегда равна одной и той же величине с. Испусканве света происходит с поверхности звезды. Обозначим через го ее радиус. Заменяя в предыдущем неравенстве г на го, а и — на с, получим 2СМ г'о «. с ) 1"л.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
