1612724575-f825b2d3933c58ed53c66b6cee5ff57f (829206), страница 17
Текст из файла (страница 17)
Если топливо израсходовано, звезда начинает охлаждаться исжиматься. При сравнительно небольшой массе (чуть менее солнечной) частицы вещества докакой-то степени сближаются друг с другом, но в силу запрета Паули их скорости должны всёбольше различаться [Хокинг, 2000]. Возникает равновесие между гравитацией и отталкиванием.Отталкивание осуществляется за счёт электронов, т.е. атомы сохраняются, но оказываютсяукомплектованными с максимальной плотностью, вплотную один к другому. Появление белыхкарликов сопровождается «финальной» гелиевой вспышкой или серией таких вспышек. Вспышкипроисходят на границе углеродного ядра и гелиевого слоя над ним.
Дополнительнымтермоядерным топливом оказывается водород, поступающий сверху в результате конвекции.Белые карлики не вечно будут белыми: через десятки или сотни миллиардов лет ониполностью погаснут, превратившись в чёрные карлики. Они живут дольше: пока не «испарятся»под действием богатых энергией космических лучей, выбивающих атом за атомом. Из звёзд сначальными массами 1, 5 и 9 солнечных образуются белые карлики массами соответственно 0,6,0,85 и 1,1 солнечной (Сурдин, 1999).27.2.
Нейтронные звезды. Пульсары.Нейтронные звезды находятся в равновесии за счёт равенства сил между гравитацией (факторсжатия) и давлением вырожденного газа в недрах (фактор расширения). Время жизни нейтронныхзвезд считается бесконечно большим. По размерам нейтронные звезды в сотни раз меньше, чембелые карлики.
Температура поверхности нейтронных звезд достигает миллионов градусов, номалая площадь излучающей поверхности в видимом свете нейтронные звёзды излучают оченьслабо (Прохоров, Попов, 2003). (Астронет: Нейтронные звезды)Магнитары - это нейтронные звёзды с магнитным полем более мощным, чем любой известныйнауке объект во Вселенной.Пульсар – астрономический объект, испускающий мощные, строго периодические импульсыэлектромагнитного излучения. Первыми были открыты радиопульсары, а затем эти же объектыбыли обнаружены в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах.
Все они оказались сильнонамагниченными, быстро вращающимися нейтронными звездами. (Астронет: Пульсар)Образование пульсара происходит, когда погибает массивная звезда, исчерпавшая свои запасытоплива. Происходит большой взрыв, известный как сверхновая звезда — самое мощное инаиболее яркое событие во Вселенной. Без противодействующей балансирующей силы ядерного68синтеза, притяжение начинает стягивать звездные массы внутрь пока они не становятся оченьсильно сжатыми. В пульсаре гравитация уплотняет их пока не образуется объект, состоящий восновном из нейтронов, упакованных настолько плотно, что они больше не могут существоватькак обычное вещество.
(http://v-kosmose.com/pulsaryi/)Радиотихие нейтронные звезды – пульсирующего излучения может не быть из-за изначальномедленного вращения звезды (одиночной или в широкой системе), так как в этом случае невозникнет мощного магнитного поля.Скорость вращения пульсаров связана с их возрастом, что позволяет говорить о молодых истарых пульсарах. Рентгеновские пульсары – это члены тесных двойных систем, в которыхвторой компаньон является нормальной звездой.
Молодые пульсары, как считается, не могутвращаться свыше 60 оборотов в секунду. Радиопульсары – это нейтронные звёзды, с почтиидеальной периодичностью испускающие импульсы в радиодиапазоне. Излучениеосуществляется в виде двух сравнительно узких лучей со стороны магнитных полюсов, и мыможем зафиксировать это излучение только в том случае, если находимся на пути одного из этихлучей. Чтобы излучать, звезда должна иметь мощное магнитное поле и быстро вращаться. Средирадиопульсаров различаются обычные и миллисекундные радиопульсары. Двойныерадиопульсары – радиопульсары, входящие в состав двойной системы.
Обычные радиопульсарыхарактеризуются относительно большим периодом вращения. Пульсация постоянна, но из-затраты энергии на излучение вращение пульсара равномерно замедляется. (пульсар Крабовиднойтуманности ежегодно увеличивает период пульсации на 13,5 микросекунды). Миллисекундныепульсары – это, как следует из названия, объекты с особенно большой скоростью вращения. Ихпротивопоставляют обычным пульсарам.
Они всегда являются членами тесных двойных систем,и успели раскрутиться до больших скоростей за счёт газа, утекающего со спутника и падающегопо спирали.69Билет 2828.1. Тесные двойные системы.Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между которымисопоставимо с их размерами, компоненты которых активно взаимодействуют между собой,обмениваясь веществом. Обмен веществом особенно интенсивен, если компоненты приэволюции заполняют полости Роша и вещество может перетекать от одной звезды к другой беззатрат энергии.28.2. Аккреция вещества на компактную звезду. Рентгеновские источники излучения.Аккреция в общем случае – это падение вещества на космическое тело (звезду, галактику и др.)из окружающего пространства. Аккреция на компоненты тесных двойных систем ведет квыделению больших количеств гравитационной.
и ядерной энергии. Выделяющаяся энергияпокидает систему гл. обр. в виде эл.-магн. излучения (оптич., УФ-, рентгеновского).В процессе эволюции тесной двойной системы вещество одного компонента системы можетчерез первую точку Лагранжа, находящуюся на внутренней критической поверхности Роша,перетекать без затрат энергии в полость соседнего компонента в виде сравнительно тонкой струи.Если один из компонентов в процессе эволюции превратился в нейтронную звезду или чернуюдыру после взрыва сверхновой, то аккреция вещества с компаньона приводит к появлениюаккреционного диска с температурой ~107 K – источник рентгеновского излучения.
(Астронет:Эволюция тесных двойных звезд; Бакулин: §157; Википедия: Полость Роша; Бакулин: §160)70Билет 2929.1. Новые и сверхновые звезды: физическая природа вспышек.Новые звезды – звёзды, блеск которых внезапно увеличивается в тысячи и даже миллионы раз(в среднем на 12 звёздных величин). Все новые звезды являются компонентами тесных двойныхсистем, в которых одна звезда - как правило звезда главной последовательности, а вторая –компактный белый карлик. Орбита такой двойной звезды настолько тесна, что нормальная звездаоказывается сильно деформированной приливным воздействием компактного соседа – белогокарлика, и плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуявокруг него аккреционный диск.
Вещество в диске тормозится вязкими силами, нагревается иобразует свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концовдостигает поверхности белого карлика. По мере падения этого вещества, на белом карликеобразуется плотный тонкий слой, температура которого постепенно возрастает. В конце концовтемпература и плотность в этом поверхностном слое достигают столь высоких значений, чтостолкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия.
Нов отличие от центральных частей Солнца, где эта реакция идет достаточно медленно из-заспецифического свойства устойчивых звезд – отрицательной теплоемкости их недр – наповерхности белого карлика реакция носит взрывообразный характер (главным образом из-заочень большой плотности вещества). Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белогокарлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы –около сотойдоли массы Солнца, т.е.
10 масс Юпитера), разлет и свечение которой и наблюдается как феноменновой звезды. (Википедия: Новые звезды; Астронет: Новые звезды)Сверхновые звезды – звезды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звездныхвеличин в течение нескольких суток. В максимуме блеска Сверхновая сравнима по яркости совсей звездной системой (галактикой), в которой она вспыхнула, и даже может превосходить ее.Сверхновые, являются "финалом" жизни звезд с массами более 8-10 солнечных масс, рождаянейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическимиэлементами.
По своим наблюдаемым характеристикам Сверхновые делятся на 2 типа. В спектрахСверхновых 1-го типа нет линий водорода, зависимость их блеска от времени (кривая блеска)почти не меняется от сверхновой к сверхновой, светимость в максимуме блеска примерноодинакова. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптическийспектр, формы их кривых блеска весьма разнообразны, блеск в максимуме сильно различается уразных сверхновых. (Википедия: Сверхновые звезды; Астронет: Сверхновые звезды)29.2. Сверхновые как индикатор межгалактических расстояний.Вспышка Сверхновой – это взрыв звезды с выделением энергии ~ 1050-1051 эрг.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
