27801-1 (590961), страница 3

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 3)

11.4.2.4 Сверхновые звезды

При массе > 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т.к. давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть гравитационный коллапс - неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда отталкивание частиц и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв - вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей.

Вспышки сверхновых были зафиксированы в 1054 г., 1572 г., 1604 г. Китайские летописцы следующим образом отметили это событие 4 июля 1054 г.: "В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи -Чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен -Куан и исчезла более чем через год". А в другой летописи было записано: "Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня". Подобные скупые записи были сделаны арабскими и японскими очевидцами. И уже в наше время было выяснено, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения. Как мы уже отмечали (см.: 6.2), вспышка сверхновой в 1572 г. в созвездии Кассиопеи была отмечена в Европе, изучалась и широкий интерес не ней общественности сыграл важную роль в расширении астрономических исследований и последующем утверждении гелиоцентризма. В 1885 г. появление сверхновой звезды было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд. раз более интенсивным, чем блеск Солнца.

Систематические исследования позволили уже к 1980 г. открыть свыше 500 вспышек сверхновых! Со времени изобретения телескопа ни одна вспышка сверхновой звезды не наблюдалась в нашей звездной системе - Галактике. Астрономы наблюдают пока их только в других неимоверно далеких звездных системах, столь далеких, что даже в мощнейший телескоп звезду, подобную нашему Солнцу, в них нельзя было бы увидеть.

Взрыв сверхновой - гигантский по силе взрыв старой звезды, вызванный внезапным коллапсом ее ядра, который сопровождается кратковременным испусканием огромного количества нейтрино. Обладающие только слабым взаимодействием, эти нейтрино тем не менее разметали наружные слои звезды в космическом пространстве и образовали клочья облаков расширяющегося газа. При вспышке сверхновой звезды выделяется чудовищная энергия( порядка 1 0 n эрг, где n = 5 0 ч 5 2 ) .Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звездами и межзвездной средой, для образования химических элементов (под воздействием мощных потоков нейтронов), а также для рождения первичных космических лучей.

Астрофизики подсчитали, что с периодом в 10 млн. лет сверхновые звезды вспыхивают в нашей Галактике, в непосредственной близости от Солнца. Дозы космического излучения при этом могут превышать нормальные для Земли в 7 тысяч раз! Это чревато серьезнейшими мутациями живых организмов на нашей планете. Так объясняют, в частности, внезапную гибель динозавров.

11.4.2.5. Нейтронные звезды

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной звезды или черной дыры.

Открытые в 1967 г. новые объекты - пульсары отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звездами. Плотность нейтронной звезды очень высока, выше плотности атомных ядер - 1 0 n г/ куб. см, где n = 1 5. Температура такой звезды около 1 млрд. градусов. Но нейтронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направлению магнитной оси. Для звезд, в которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, радиоизлучение фиксируется в виде повторяющихся импульсов. Поэтому-то нейтронные звезды называют пульсарами. В настоящее время открыты сотни нейтронных звезд. Экстремальные физические условия в нейтронных звездах делают их уникальными естественными лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

11.4.3. Черные дыры

Но если конечная масса белого карлика превышает 2-3 массы Солнца, то гравитационный коллапс непосредственно ведет к образованию черной дыры.

Черная дыра - область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна была бы превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь - ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом черной дыры. Для того, чтобы поле тяготения смогло "запереть" излучение, создающая это поле масса звезды должна сжаться до объема с радиусом, меньшим т.н. гравитационного радиуса r = 2 G M / c І , где G - гравитационная постоянная, c - скорость света, M - масса звезды. Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца, имеющего массу 2 · 1 0 n г( n = 3 3 ) , r ~ 3 км).

Свойства черной дыры необычны. Например, особый интерес вызывает возможность гравитационного захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности. В ньютоновской механике всякое тело, приближающееся из бесконечности к тяготеющей массе, описывает около нее параболу или гиперболу и (если не испытывает соударения с тяготеющей массой) снова улетает в бесконечность. Гравитационный захват здесь невозможен. Иначе обстоит дело в поле тяготения черной дыры. В достаточной близости от черной дыры траектория резко отличается от ньютоновской. Так, если скорость тела вдали от черной дыры много меньше световой и траектория его движения подходит близко к окружности с R = 2 r , то тело совершит много оборотов вокруг черной дыры, прежде чем снова улетит в космос. Если же тело подойдет вплотную к указанной окружности, то его орбита будет неограниченно навиваться на окружность. Тело окажется гравитационно захваченным черной дырой и никогда снова не улетит в космос. Если же тело подлетит еще ближе к черной дыре, то после нескольких оборотов иди даже не успев сделать ни одного оборота, оно упадет в черную дыру.

Когда фотоны либо частицы уходят за гравитационный радиус, они просто исчезают. Только во внешней области непосредственно у гравитационного радиуса они могут быть видимыми, причем создается впечатление, что они как бы скрываются за занавесом и больше не появляются. Звезде с массой, равной массе Солнца, требуется лишь несколько секунд для того, чтобы превратиться из обычной звезды в черную дыру, а если масса равна массе миллиарда звезд, то такой процесс займет несколько дней.

В черной дыре пространство и время взаимосвязаны необычным образом. Для наблюдателя внутри черной дыры направление возрастания времени является направлением уменьшения радиуса. Оказавшись внутри черной дыры наблюдатель не имеет больше сил вернуться обратно к поверхности, так же как он не может повернуть назад стрелки часов, отсчитывающих время его жизни. Он не может даже приостановиться в том месте, где оказался. Причина здесь простая: ничто не может остановить ход времени.

Черные дыры своим сильным гравитационным полем могут вызывать бурные процессы при падении в них газа. Газ при падении в поле тяготения черной дыры образует закручивающийся вокруг последней быстро вращающийся уплощенный диск. Например, в системе двойной звезды, одна из которых нормальная звезда, а вторая - черная дыра: черная дыра как бы "высасывает соки" из своего напарника. При этом колоссальная кинетическая энергия частиц, разгоняемых тяготением сверхплотного тела, частично переходит в рентгеновское излучение, и по этому излучению черная дыра может быть обнаружена. Вероятно, одна черная дыра уже обнаружена таким способом в рентгеновском источнике Лебедь Х-1.В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн. звезд.

Итак, черна дыра так сильно искривляет пространство, что она как бы отсекает себя от Вселенной. Она может буквально исчезнуть из Вселенной. Возникает вопрос, куда она может исчезнуть? Математический анализ показывает, что имеется разные решения. Но особенно интересно одной из них. В соответствии с ним, черная дыра может перемещаться в другую часть нашей Вселенной или даже внутрь иной вселенной. Таким образом, воображаемый космический путешественник мог бы использовать черную дыры для передвижения в пространстве и времени нашей Вселенной и даже проникновения в другую вселенную.

11.5. Острова Вселенной: галактики

11.5.1. Общее представление о галактиках и их изучении

Вскоре после изобретения телескопа внимание наблюдателей привлекли многочисленные светлые пятна туманного вида, так и названные туманностями, видимые неизменно в одних и тех же местах в разных созвездиях. С помощью сильных телескопов Вильям Гершель и его сын Джон открыли множество таких туманных пятен, а к концу прошлого века у некоторых из них была обнаружена спиральная форма. Но что представляют собой эти туманности - долго оставалось загадкой. И только в 20-е годы ХХ века с помощью крупнейших в той время телескопов удалось разложить туманности на звезды. Стало ясно, что туманности - это не облака пыли, святящиеся отраженным светом, и не облака разреженного газа, а чрезвычайно далекие звездные системы, в которых звезд несравненно больше, чем в близких к нам шаровых скоплениях. Таким образом, галактики - это гигантские звездные системы (до ~ 1 0 n , где n = 1 3 , звезд). Такого же порядка (n = 13) являются и массы галактик по отношению к массе Солнца.

Некоторые галактики можно разглядеть в хороший бинокль. Галактику Андромеды, большую по размерам и находящуюся достаточно близко к нам (всего в 1,5 млн. световых лет), в состоянии даже увидеть человек с хорошим зрением: это размытое пятно в созвездии Андромеды. В современные телескопы удается отыскать сотни миллионов других галактик. Строение их весьма различно, но одна форма наиболее характерна и примечательна - уплощенный диск с выпуклостью в центре, откуда исходят спиральные рукава (нечто вроде огненного колеса, используемого в фейерверках). Галактика Андромеды, как и наша собственная, принадлежит к спиральному типу галактик. Солнечная система расположена в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии примерно двух третей ее радиуса от центра.

Следует всегда помнить, что, наблюдая Вселенную, мы видим галактики не такими, какие они есть теперь, а такими, какими они были в далеком прошлом. Ведь свет от них приходит к нам через пространство в миллионы и миллионы километров, на преодоление которого он затрачивает миллионы лет. Свет от ближайшей к нам галактики Андромеды достигает нас через 1,5 млн. лет. В большие телескопы можно наблюдать еще намного более далекие галактики, и мы видим их такими, какими они были миллиарды лет назад! В настоящее время наблюдается 1 0 n (где n = 1 4) галактик. А расстояния до самых дальних из них - свыше 10 млрд. световых лет.

Велики не только размеры галактик и расстояния до них, велико и количество галактик, которые наблюдаются астрономами. Так, самой большой 6-метровый телескоп позволяет сфотографировать миллиарды галактик (!). В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях 1500 Мпк, находится сейчас несколько миллиардов галактик. Таким образом, наблюдаемая нами область Вселенной - это прежде всего мир галактик.

Одна из центральных проблем внегалактической астрономии - это определение расстояний до галактик и размеров самих галактик. До ближайших галактик, которые можно разрешить на звезды, расстояния определяются по их светимости.

Определение расстояний до галактик и их положения на небе позволило сделать еще одно важное открытие. Оказалось, что большинство галактик входит в группировки, которые насчитывают от нескольких галактик (группа галактик) до сотен и тысяч галактик (скопление галактик) и даже облака скоплений (сверхскопления). Одиночные галактики тоже наблюдаются, но они относительно редки (не более 10%). Другими словами, если галактики - это "острова Вселенной", то они, как правило, объединены в архипелаги. Размеры галактик тоже различны. Есть галактики-карлики в несколько десятков световых лет, и галактики-великаны с поперечником до 18 млн. световых лет.

Средние расстояния между галактиками в группах и скопления (несколько сотен кпк) примерно в 10-20 раз больше, чем размеры крупнейших галактик. Расстояния между скоплениями галактик составляют десятки Мпк (мегапарсек). Таким образом, галактики заполняют пространство с большей относительной плотностью, чем звезды во внутригалактическом пространстве (расстояния между звездами в среднем в 20 млн. раз больше их диаметра).

Наиболее исследована Местная группа галактик, в которой самыми яркими являются наша Галактика и туманность Андромеды. Вокруг них, в свою очередь, располагаются еще целые семейства галактик. Так, в семейство нашей Галактики входят 14 карликовых эллиптических галактики, несколько внегалактических шаровых скоплений и ряд т.н. неправильных галактик, среди которых крупнейшие - Магеллановы Облака (Большое и Малое).Недавно открыта новая галактика, кторая находится от нас на расстоянии всего 55 тыс. световых лет. Ее назвали Сникерс (усмешка, ухмылка). Несколько меньшее семейство у туманности Андромеды (одна спиральная, две эллиптические и несколько карликовых).

Ближайшие соседние группы галактик располагаются в 2-5 Мпк от Местной группы и по составу похожи на нее. В пределах 10-20 Мпк около нашей Галактики обнаружено несколько десятков групп галактик. Ближайшее крупное скопление галактик находится в созвездии Девы на расстоянии около 20 Мпк. В это скопление входит около 200 галактик средней и высокой светимости. Скопление в Деве представляет собой, по-видимому, центральное сгущение еще более крупной системы галактик - Сверхскопления галактик. (Уже давно было замечено, что яркие галактики расположены по небу не беспорядочно, а поясом, который можно назвать Млечным Путем галактик). Общее число галактик нашего сверхскопления, исключая карликовые, около 20 000, диаметр его около 60 Мпк. Ближайшие соседи нашего Сверхскопления - сверхскопления во Льве (на расстоянии 140 Мпк) и в Геркулесе (190 Мпк). В настоящее время выявлено свыше полусотни сверхскоплений галактик.

Чрезвычайно многообразны и формы галактик. Типология форм галактик была разработана еще Э. Хабблом. В основном она сохранилась и до настоящего времени, хотя, конечно, за прошедшие десятилетия были обнаружены и новые типы галактик. Он выделял три основных типа галактик:

• эллиптические, имеющие круглую или эллиптическую форму ( E ) ; это наиболее простые галактики, они не содержат горячих звезд, сверхгигантов, пыли и газовых туманностей; в центре их никакого ядра нет;

• спиральные, которые Хаббл разбил на два семейства - обычные ( S ) и пересеченные ( S B ) . У первых - ветви выходят непосредственно из ядра; у вторых ядро пересечено широкой, яркой полосой, называемой перемычкой или баром; спиральные ветви отходят от концов бара;

• неправильные галактики ( I r ) , клочковатого строения и неправильной формы; яркость и светимость их невелики; изобилуют горячими сверхгигантами, газовыми туманностями и пылью (примет, Магеллановы Облака, Большое и Малое); к неправильным галактикам относятся также взаимодействующие галактики; большинство неправильных галактик - карлики.

Форма и структура галактик связаны с их основными физическими характеристиками: размером, массой, светимостью. И по этим характеристикам мир галактик оказался поразительно разнообразным.

В центрах галактики обычно сосредоточено огромное количество вещества (до 10% всей ее массы). Здесь происходят выбросы большого количества вещества, что и приводит к интенсивному движению туч водорода от центра галактики. В отдельных галактиках ядро может представлять собой черную дыру (или белую) дыру.

Характеристики

Список файлов ВКР