Конечная стадия эволюции звёзд. Белые карлики. Сверхновые звёзды. Нейтронные звёзды. Пульсары. Чёрные дыры.

Белые карлики

• В звёздах с 0,8 М Ÿ < M < 8 M Ÿ ядерное горение заканчивается после образования углеродного 12C с примесью кислорода 16О звёздного ядра массой около 1 М Ÿ.

• После сброса всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в «мёртвую» звезду – белый карлик.

• Т.к. массы белых карликов порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, то плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет 105–109 г/см3. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются и

вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ.

• Медленно остывая, белые карлики постепенно излучают запасённую в их недрах тепловую энергию, т.е. энергию обычных тепловых движений невырожденных атомных ядер.

• Предельная масса белого карлика определяется пределом Чандрасекара M Ч = 1,46 М Ÿ.

• При М > M Ч белый карлик вообще не может существовать как устойчивый объект, т.к. сила

давления вырожденного газа оказывается неспособной противостоять гравитации, и звезда

должна быстро сжиматься. Такой коллапс в некоторых случаях может приводить к

возникновению нейтронной звезды.

Сверхновые типа Iа

• Сверхновыми называют звёзды, внезапно увеличивающие свою светимость в десятки миллионов раз и в максимуме достигающие абсолютной звёздной величины от –14 до –21 ^m, что иногда превышает Светимость всей материнской галактики.

• Сверхновая звезда типа Іа (SN Ia) – это т.н. термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Исходная масса звезды лежит в пределах 8 М < М < 10 М .

• При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 10⁸ K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии.

• Характерная черта сверхновых типа Ia —сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их

максимуме. После открытия этого факта стало возможным использование сверхновых в качестве

стандартных свеч.

• Т.к. причиной взрыва сверхновой типа Ia является процесс перетекания вещества с красного гиганта на белый карлик, а предельная масса равна пределу Чандрасекара, то при взрывах сверхновых такого типа происходит выделение примерно одной и той же энергии.

• Наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую же звёздную величину сверхновая имела в максимуме, а значит — и определить расстояние.

Сверхновые типа II

• В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо.

• Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино, так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью.

Нейтронные звёзды

• Массивные (М > 10 M ) звёзды проходят эволюционный путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного (максимальная энергия связи на нуклон) элемента ⁵⁶Fe.

• В таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения при росте плотности и медленное квазистатическое сжатие сменяется быстрым коллапсом – происходит потеря гидродинамической устойчивости и взрыв сверхновой звезды.

• При быстром сжатии до плотности, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное количество гравитационной энергии – примерно в 20 раз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки млн. лет.

• Подавляющая часть этой энергии уносится нейтрино. После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде нейтронной звезды – второй тип «мёртвых» звёзд.

• Фактически вся звёздная эволюция может рассматриваться как своеобразный процесс нейтронизации первоначально почти протонного вещества.

• В чистом водороде число нейтронов равно нулю. В исходной для современного звёздообразования смеси водорода с 10% (по числу атомов) гелия на 9 протонов приходится 1 α-частица, т.е. отношение числа нейтронов к протонам равно 2/13. Превращение водорода в гелий увеличивает это отношение до 1/2.

• В конце эволюции звёзд при очень больших плотностях захваты электронов ядрами приводят к нейтронизации вещества – электроны как бы «вдавливаются» в протоны.

• Нейтронная звезда – это один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.

• Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, поэтому средняя плотность вещества такой звезды порядка плотности атомного ядра 2,8×10¹⁵ г/см³.

• Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,4 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара.

• При сжатии обычной звезды в нейтронную напряжённость магнитного поля усиливается до

10¹²–10¹³ Э (для сравнения — у Земли около 0,5 Э), т.к. магнитный поток должен сохраняться, и именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров.

Пульсары

• В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое электромагнитное излучение в радиодиапазоне, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом чётких импульсов (Нобелевская премия 1974 года).

• Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов,

названных пульсарами (pulse + star).

• Периоды известных пульсаров заключены в пределах от 0,0015 до 4,3 с. В настоящее время известно более 1 000 пульсаров. Расстояния до пульсаров в среднем составляет 3 кпк, т.е.

пульсары принадлежат нашей Галактике и концентрируются в её плоскости.

• При сжатии до размеров нейтронной звезды её вращение, в силу закона сохранения момента

количества движения, ускоряется до нескольких сотен оборотов в секунду. Промежуток времени

между последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды.

• Эффект пульсара объясняется периодическим прохождением через наблюдателя узконаправленного конуса излучения, формирующегося вблизи поверхности вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем.

• Напряжённость магнитного поля нейтронной звезды составляет 10¹²–10¹³ Э. Периодическое появление импульса излучения объясняется наличием магнитных «горячих пятен» на поверхности нейтронной звезды.

• Большие и быстро вращающиеся магнитные поля индуцируют в магнитосфере пульсара сильные

электрические поля, ускоряющие заряженные частицы до ультрарелятивистских энергий. Эти частицы, в свою очередь, создают нетепловое излучение пульсара.

• В итоге кинетическая энергия пульсара трансформируется в электромагнитное излучение и

происходит его торможение.

Чёрные дыры

• Из равенства нулю полной энергии пробного тела m, находящегося в поле тяготения объекта массой M получаем т.н. вторую космическую скорость:

• Если скорость пробного тела превышает вторую космическую, то кинетическая энергия тела будет больше потенциальной, полная энергия окажется положительной, и тело сможет уйти на

бесконечность относительно центральной массы М.

• Т.о., если радиус центрального тела меньше его гравитационного радиуса

 

то даже электромагнитное излучение не сможет покинуть такой объект, который называется чёрной дырой.

• Чёрная дыра – итог эволюции нейтронной звезды, масса которой превышает предельную массу 2–2,5 М Ÿ (т.е. масса исходной звезды в десятки раз превышала солнечную).

• Кроме таких (эволюционных) чёрных дыр теория предсказывает возможность существования первичных чёрных дыр, образовавшихся в момент образования Вселенной. Массы первичных чёрных дыр должны составлять величины порядка 1012 кг (масса Земли = 5,98·1024 кг, масса Солнца = 2·1030 кг).

• Кроме того, в ядрах галактик, судя по всему, существуют сверхмассивные чёрные дыры с массами 106–108 М Ÿ.

• Для невращающейся чёрной дыры гравитационный радиус (радиус Шварцшильда) определяет радиус горизонта событий – воображаемую сферу в пространстве–времени. События, происходящие внутри сферы горизонта событий, недоступны внешнему наблюдателю. Вращение чёрной дыры деформирует горизонт событий, оставляя его размеры по порядку величины теми же.

• Для Солнца гравитационный радиус равен 2,95 км, для Земли – 8 мм.

Физические переменные звёзды. Цефеиды. Планетарные туманности. Новые звёзды. Рентгеновские источники в космосе. Мазерные и лазерные источники в космосе.

Цефеиды

Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Цефеиды представляют собой жёлтые яркие гиганты, гиганты или сверхгиганты спектральных классов F и G, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0m и периодом 1—200 суток. Они в 103—105 раз ярче Солнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв цефеид, что приводит к периодическим изменениям радиуса и температуры их фотосфер. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.

Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками. Ориентируясь по их переменному блеску, астрономы выясняют расстояния до удаленных объектов и определяют постоянную Хаббла. Последние исследования, основанные на данных от космического спутника Спитцера, показывают что цефеиды могут терять массу, а значит может потребоваться пересчет известных расстояний.

Планетарные туманности

Планета́рная тума́нность — астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5—8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва — водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.

Новые звёзды

Но́вые звёзды, в астрономической литературе обычно просто «новые» (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~10³—10⁶ раз (в среднем увеличение светимости в ~10⁴, блеска ~12 звёздных величин).

Новые имеют хорошие шансы быть использованными в качестве стандартных свеч. Пусть, к примеру, распределение её абсолютной звёздной величины бимодально, с основной вершиной в −7,5 и меньшей в −8,8. Кроме того, абсолютная звёздная величина новой остаётся приблизительно одинаковой (−5,5) около 15 дней после взрыва. Определение расстояний галактик и скоплений галактик при помощи новых дают такую же точность, как и при использовании цефеид.

Рентгеновские источники в космосе

Рентгеновские источники могут иметь различную природу. В первую очередь это системы, где идет аккреция — один из самых эффективных процессов переработки вещества в излучение. Напомним, что "КПД" аккреции может достигать 40% от величины полной энергии, заключенной в веществе, что в десятки раз выше эффективности термоядерного горения. Простейшая аккрецирующая система — это тесная двойная, состоящая из компактного объекта (нейтронной звезды или черной дыры) и нормальной звезды. В процессе эволюции нормальная звезда либо становится источником звездного ветра, либо расширяется и заполняет полость Роша — так или иначе ее вещество попадает в поле тяготения компактного объекта, закручивается в аккреционном диске и, в конце концов, падает на поверхность нейтронной звезды или проваливается под "горизонт событий" черной дыры. Кинетическая энергия падающего вещества вызывает его нагрев, поэтому раскаленный аккреционный диск излучает большое количество энергии в виде жестких рентгеновских квантов.

Мазерные и лазерные источники в космосе

Мазерный эффект (в космосе) - усиление интенсивности проходящего через космич. среду радиоизлучения за счёт индуцированного испускания резонансных фотонов возбуждёнными молекулами среды. Для М. э. необходимо, чтобы число молекул среды, находящихся на верхнем резонансном уровне энергии, превосходило число молекул, находящихся на нижнем уровне. Только при такой, инверсной, населённости уровней индуцированное испускание фотонов будет преобладать над их поглощением и проходящее сквозь среду излучение будет не ослабляться, а усиливаться. Источники мазерного излучения - мазеры - своё наименование получили по начальным буквам их англ. названия Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation - усиление микроволн (излучение сверхвысокой частоты) за счёт индуцированного излучения (туманность Ориона, Стрелец В2, W3, W49 и др.).