Общая астрономия. Новые и сверхновые звезды


Карта сайта

            
Астрономия
древнейшая из наук
 Античная астрономия
 Хронология астрономии
 Современная астрономия
Основы астрономии
 Начала астрономии
 Время и небесная сфера
 Созвездия
 Движение небесных тел
 Астроприборы
 Астрофизика
 Обзоры астрооборудования
 Астрономические наблюдения

Общая астрономия
 Солнечная система
 Звезды
 Наша Галактика
 Внегалактическая астрономия
 Внеземные цивилизации
 Астрономы мира и знаменательные даты

Дополнительно
 Форумы Astrogalaxy.ru
 Астрономия для детей
 Планетарии России
 Это интересно
 Новости астрономии
 О проекте






Общая астрономия. Новые и сверхновые звезды


Начиная с глубокой древности в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звезд, видимых невооруженным глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными были эти «новые» звезды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днем. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооруженным глазом. Например, в китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трех недель была видна днем, а через год совершенно «исчезла».



В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца. В XX в. тщательные наблюдения за звездным небом с применением фотографии позволили установить, что такие неожиданные вспышки наблюдаются у звезд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов. В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звезды. У новых звезд светимость возрастает на 12-13 звездных величин и выделяется энергия до 1039 Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального знамения светимости может длиться годами. Долгое время причины вспышек новых звезд оставались непонятными. Положение изменилось, когда в 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звезд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов - белый карлик, а другой - красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоев белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий.

При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть ее массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается, как вспышка новой звезды. Такое явление может повторяться с тесными двойными звездами неоднократно: у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4-5 звездных величин через несколько десятков лет. Вспышка сверхновой звезды - гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором ее светимость в течение нескольких суток возрастает в сотни миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 10-46 Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может излучить за все время своего существования. Теоретические расчеты, результаты которых хорошо согласуются с наблюдательными данными, позволили составить достаточно полное представление о процессах, происходящих в тех сверхновых звездах, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. К моменту вспышки в них полностью исчерпаны возможности протекания термоядерных реакций. Эволюция таких массивных звезд - это непрерывно ускоряющийся процесс увеличения температуры и плотности в ядре звезды. На протяжении большей части жизни любой звезды основным источником ее энергии служит термоядерный синтез гелия из водорода.


В звездах с большой массой эта стадия длится несколько миллионов лет. Когда запасы водорода в звездном ядре истощаются, оно сжимается и разогревается настолько, что из гелия начинает синтезироваться углерод. Эта стадия занимает около 500 тыс. лет. Затем во все более нарастающем темпе последовательно проходят реакции синтеза, в которых участвуют углерод (600 лет), неон (1 год), кислород (6 месяцев) и, наконец, кремний. На последней стадии, которая длится всего сутки, из кремния синтезируется железо. Ядро железа связано сильнее других ядер, поэтому дальнейший синтез становится невозможным, поскольку при этом энергия должна была бы не выделяться, а поглощаться. Лишенное источников энергии ядро не может противостоять гравитационным силам и коллапсирует (катастрофически сжимается) за несколько миллисекунд. На конечной стадии коллапса центральная часть ядра звезды сжимается до плотности ядерного вещества. Вскоре после того, как ядро прекратит сжиматься, наружные слои звезды, которые не участвовали в этом катастрофическом сжатии, упадут на него. При ударе о ядро плотность и температура вещества этих слоев резко возрастут. Это порождает мощную ударную волну, которая движется наружу со скоростью не менее 30 000 км/с и срывает со звезды большую часть массы.

В некоторых случаях вещество полностью рассеивается в космическом пространстве, а иногда на месте звезды остается плотный остаток ее ядра. В 1967 г. выводы теории получили весьма неожиданное подтверждение. В созвездии Лисички группа английских радиоастрономов обнаружила источник необычных радиосигналов: импульсы продолжительностью около 0,3 с повторялись через каждые 1,34 с, причем периодичность импульсов выдерживалась с точностью до 10-10 с. Так был открыт первый пульсар, которых в настоящее время известно уже около 500. Сразу же после открытия пульсаров было высказано предположение о том, что они являются быстровращающимися нейтронными звездами. Излучение пульсара, которое испускается в узком конусе, наблюдатель видит лишь в том случае, когда при вращении звезды этот конус направлен на него подобно свету маяка. Вещество пульсаров состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами, тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звезд всего 20-30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 10-18 кг/м3 . Таким образом, нейтронные звезды являются одним из тех объектов во Вселенной, которые предоставляют ученым возможность изучать поведение вещества в условиях, пока недостижимых в земных лабораториях.

Исследования показали, что пульсары являются остатками сверхновых звезд. Один из пульсаров был обнаружен в Крабовидной туманности, которая наблюдается на месте вспышки Сверхновой 1054 г. Его излучение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах излучения меняется с периодом, равным 0,033 с. Наиболее уникальные объекты, получившие название черных дыр, должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звезд, масса которых значительно превышает солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в несколько километров, поле тяготения оказывается столь сильным, что вторая космическая скорость в его окрестности должна была бы превышать скорость света. Стало быть, черную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение - она становится невидимой. Возможность обнаружить такой объект существует лишь в том случае, когда черная дыра оказывается одним из компонентов тесной двойной звездной системы. Мощное гравитационное поле черной дыры способно вызвать падение на нее газа из атмосферы другой звезды, входящей в эту систему. Газ при падении на черную дыру нагревается до высокой температуры и дает рентгеновское излучение. Именно это излучение и позволяет обнаружить существование черной дыры. В настоящее время известно несколько десятков рентгеновских источников, в состав которых могут входить черные дыры. Наиболее вероятным «кандидатом» среди них считается Лебедь Х-1. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются конечными стадиями эволюции звезд различной массы. Из вещества, которое было потеряно ими, в последующем могут образовываться звезды нового поколения. Процесс формирования и развития звезд рассматривается в настоящее время как один из важнейших процессов эволюции звездных систем - галактик - и Вселенной в целом.



Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 16.01.2007



Главная страница раздела

Copyright © 2004 - 2016, Проект 'Астрогалактика' • выпущен 12.07.2004
Top.Mail.Ru