Міністерство аграрної політики України
Чигиринський сільськогосподарський технікум
РЕФЕРАТ З АСТРОНОМІЇ
на тему:
"Звёздные взрывы"
2005 рік
ВСТУПЛЕНИЕ
Девять лет назад началась космическая эра, но ракеты и спутники ещё почти ничего не сообщали о тайнах дальнего космоса. Шесть лет прошло с обнаружения первого квазара. Два года назад родилась кварковая гипотеза строения материи. Прошёл год с тех пор, как Пензиас и Уилсон обнаружили реликтовое излучение - микроволновое эхо Большого взрыва.
Вот уже несколько лет открытия, сделанные астрономами в невообразимо далёких глубинах космоса, то и дело возбуждают огромный интерес среди широкой публики.
Бесконечна ли наша Вселенная, или у нее есть конец? Действительно ли она расширяется и сжимается, подобно гармошке? Правда ли, что каждая фаза расширения и сжатия длится миллиарды лет? Или было время, когда она взорвалась раз и навсегда, и разлетающиеся фрагменты будут удалятся друг от друга до тех пор, пока наш собственный фрагмент не останется во Вселенной праткически в одиночестве? Обновляется ли наша Вселенная, является ли она вечной, нерождённой и неумирающей?
С помощью каких рассуждений человек добился того, что узкие пределы видимого ему мира отступили? Они отступали всё дальше, дальше и дальше, пока не рассширились настолько, что человеческое сознание сегодня просто не в состоянии осмыслить размеры Вселенной, о которых мы говорим. Невозможно представить себе, насколько крохотно и незначительно по сравнению со Вселенной всё, что непосредственно нас окружает.
Нашему поколению повезло. Мы являемся свидетелями такого этапа развития астрономии, когда ответы на эти и многие другие, не менее интригующие вопросы, возможно, уже совсем рядом.
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
Первые знания о горячих, но тусклых звёздах появились после того, как в 1844 г. Бессель открыл, что Сириус - двойная звезда. Сириус и его компаньон обращаются вокруг общего центра тяжести с периодом в пятьдесят лет. Сам Сириус поэтому иногда называют Сириус А как часть двойной звезды, в то время как его меньший компаньон - Сириус В.
Любой объект, способный заставить подобную Сириусу звезду двигаться по орбите, видимой с Земли, должен иметь вполне звёздное гравитационное поле. Компаньон Сириуса должен иметь массу никак не меньше половины массы Сириуса А (примерно соответствовать по массе нашему Солнцу). Но Сириуса В не видно, и Бессель предположил, что это просто остаток звезды - выгоревший уголёк.
В том же году Бессель обнаружил такой же тёмный компаньон у Проциона. Похоже было, что такие тусклые звезды вполне обычны во Вселенной. Считалось, что их просто не видно из-за тусклости.
В 1862 г. Кларк зафиксировал Сириус В как звезду со звёздной величиной 7,1. Система Сириуса находиться от нас на расстоянии всего в 8,8 светового года, при этом Сириус В должен иметь светимость в сто раз, или более того, ниже нашего солнца. В 1895 г. американский астоном Джон Мартин Шеберле зафиксировал Процион В, оказавшийся звездой одиннадцатой звёздной величины. Возможно такие звёзды и не являются совершенно тёмными, но это, безусловно, карликовые звёзды. Звезда Сириуса В должна быть очень холодной и, следовательно, глубокого красного цвета. Но Сириус В светит чистым белым светом, если это и карлик, то белый карлик.
В 1914 г. американский астроном Вальтер Сидни Адамс обнаружил, что Сириус В относится к спектральному классу А. Поверхностная температура Сириуса В столь же высока, как и Сириуса А (10 000 0 С), и выше, чем поверхностная темперутура нашего Солнца - всего 6000 0 С. Тот факт, что светимость Сириуса В ниже светимости Солнца, означает, что у Сириуса В очень немного квадратных миль поверхности. Он должен иметь диаметр не больше 17 000 миль и не превышать по размеру планету Уран. Тем не менее, по массе Сириус В равен Солнцу, следовательно возникают проблемы, связанные с его плотностью.
Плотность определяется путём деления массы объекта на его объем. Занявшись исследованием внутренней структуры Солнца и других звёзд, Эддингтон получил для давления в центре звезды невероятно высокие значения. Для того, чтобы Солнце могло сохранить равновесие между тяготением и температурой, плотность в его центре должна составлять не меньше 100 г/см3, а возможно, и больше.
Если более горячие звезды большего размера, чем Солнце, имеют меньшую плотность, а вещество таких гигантов, как эпсилон Возничего, просто сильно разрежено, то более тусклые звезды меньшего размера, чем Солнце, имеют большую по сравнению с ним плотность. Масса красного карлика, известного как Крюгер 60В, в пять раз меньше массы Солнца. Его объём составляет всего 1/125 от объема Солнца, а плотность, соответственно, в 25 раз больше плотности Солнца.
Работы, проделанные Эддингтоном в 1920-х гг., показали, что все звёзды вплоть до красных карликов, несмотря на свои плотности, ведут себя как полностью газообразные тела, так как подчиняются соотношению масса - светимость, выведенному для полностью газообразных звёзд.
Но как могут вещества такой высокой плотности вести себя как разреженные газы?
При высоких температурах атом лишается своих внешних частиц, электронов; если температура достигает достаточно высоких величин, все электроны уносятся прочь, оставляя после себя голое атомное ядро. Под воздействием громадного давления внутри звезды электроны и атомные ядра сжимаются до гораздо меньшего объёма, чем заняли бы полные атомы. Такие спрессованные скопления субатомных частиц обычно называют "дегенерированной материей".
Дегенерированная материя, состоящая из отдельных субатомных частиц, фактически столь же разреженна, как и гораздо менее плотные обычные газы. Именно поэтому дегенерированная материя при невероятно высокой плотности ведет себя как газ.
И всё же плотности даже красных карликов незначительны по сравнению с плотностями белых карликов. Сириус В должен почти полностью состоять из дегенерированной материи. Теория относительности Эйнштейна утверждала, что свет, двигаясь против воздействия гравитацмонного поля, должен испытывать красное смещение. Обычные гравитационные поля дадут слишком малое красное смещение. Эйнштейн не знал, что существуют гравитационные поля достаточной силы.
В 1925 г. В. С. Адамс еще более тщательно проверил спектр Сириуса В, и действительно обнаружил эйнштейново смещение, что свидетельствовало о сверхвысокой плотности Сириуса В.
Сириус В вовсе не уникален. Известны и другие сверхплотные белые карлики. Одним из них, конечно, является Процион В.
Сотня белых карликов не кажется таким уж внушительным количеством на фоне многих миллиардов обычных звёзд, но не следует забывать о их малых размерах и тусклости. Увидеть с Земли можно только самые близкие из них. По некоторым оценкам, они составляют три процента от общего числа звёзд в нашей Галактике; это означало бы, что всего в Галактике примерно три миллиарда белых карликов.
СВЕРХНОВЫЕ
Какова судьба звёзд, чьё ядерное топливо закончилось? По всей видимости впереди у них стадия белого карлика, но не всем звёздам удаётся прийти к ней путём постепенных эволюционных перемен.
В свете современных представлений о ядерных процесах в звездах соблазнительно было бы интерпретировать новую звезду как своего рода цефеиду, которая, так сказать, сработала неправильно. В ней после долгого периода покоя, вдруг по какой-то причине возникает внезапный сплеск внутреннего давления, после чего звезда буквально взрывается.
Её светимость стремительно возрастает - в 5000 - 100 000 раз, - по мере того как увеличивается её поверхность; к тому же вместе с поверхностью движется убегающая волна излучения, не позволяющая звезде, расширяясь, остывать. На пике такая новая достигает абсолютной звёздной величины - 8m и светит при этом в 200 000 раз ярче Солнца.
Однако пик яркости новой длится всего несколько дней. Сила взрыва выталкивает часть вещества звезды в пространство, и вместе с ней звезду покидает значительная часть энергии. За несколко месяцев она врзвращается к прежнему своему блеску и после того продолжает светить примерно так же, как до взрыва.
После периода покоя новая вполне способна на новый взрыв. Интервал между взрывами составляет 10 до 100 лет. Эффекты взрыва можно наблюдать, так как взорвавшийся внешний слой быстро движется от звезды, та часть его, которая находится ближе к нам, стремительно несётся при этом в нашу сторону.
Однако не все взрывающиеся звёзды являются просто новыми. Это стало очевидно в 1920-х гг., когда впервыё было верно оценено громадное расстояние до галактики Андромеды. Когда звезда S Андромеды была замечена впервые, она была седьмой звёздной величины. Но чтобы быть видимой невооружённым глазом на расстоянии галактики Андромеды, нужно обладать сиянием уникальной яркости. S Андромеды в пике светила ярче, чем вся остальная галактика Андромеды.
Абсолютная звёздная величина S Андромеды в пике равнялась - 19. Это означает, что, по крайней мере в течение нескольких дней, она сияла как сто тысяч обычных новых или как почти десять миллиардов наших Солнц.
S Андромеды была не просто новой; она была сверхновой.
Ясно, что причиной резкого увеличения яркости сверхновых, так же как обычных новых, является взрыв. Сверхновые вспыхивают сильнее и дольше остаются яркими, а значит, и взрыв должен быть болеее катастофическим.
На протяжении последнего тысячелетия в нашей Галактике произошло три взрыва сверхновых. Это были "вновь возникшие звёзды" 1054, 1572, 1604 гг.
Из этих событий об упомянутом первым известно меньше всего, но именно оно гораздо интереснее прочих. Возможно, это была одна из самых ярких когда бы то ни было возникающих сверхновых и наверняка самая близкая к нам во времени из подобного рода звёзд. Более того, она уникальна и среди сверхновых: после неё остался замечательный след в форме видимого в небольшой телескоп туманного пятнышка. Это была масса явно турбулентного газа с многочисленными волокнами света внутри. Поскольку рваные волокна напоминали ноги краба, лорд Росс в 1844 г. назвал объект Крабовидной туманностью.