Основные положения космогонии.

⇐ ПредыдущаяСтр 9 из 12Следующая ⇒

1) Мы отрицаем нелепое предположение о том, что может быть даже и беспредельной и вечной Вселенной два бесконечных,

вечных и вездесущих Бытия

2) Материя, мы знаем, вечна, не имеет начала. Ибо материя есть сама Природа. И то, что не может уничтожить себя –

неуничтожаемо. Существует вечно и непреложно.И потому оно не может иметь начала. Равно как не может и перестать

существовать. Накопленный опыт бесчисленных веков, также как и точная наука, показывают нам материю (или Природу)

действующей ей особой энергией. Ни один из атомов этой материи никогда не находится в состоянии покоя. И потому она

всегда должна существовать. Т.е. её материал – вечное изменение форм, комбинаций и свойств. Но её принципы или элементы

абсолютно неразрушимы.

39. Рождение звезды.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства вгалактике в действительности содержит от 0, 1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды.

Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды, в масштабе времени: К примеру, для Солнца t_ff = 5 * 10⁷лет.

По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, глобула непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт его скорость вращения, и в определенный момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоев зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с экзопланетами.

Эволюция звезды.

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которымзвезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитациипереходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаютсятермоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла^[1]. В таком состоянии он пребывает бо́ льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становитсякрасным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — вкислород, кислород — в кремний, и наконец —кремний в железо).

Изучение звёздной эволюции невозможнонаблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение вастрофизике получило моделированиеструктуры звёзд с использованиемвычислительной техники.

Белые карлики.

Бе́ лые ка́ рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100^[1] и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 10⁵—10⁹ г/см³ ^[1], что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.

Нейтронные звезды.

Нейтро́ нная звезда́ — астрономический объект, является одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтроннойсердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля. Масса нейтронной звезды практически такая же, как и у Солнца, но радиус всего 10 км. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2, 8× 10¹⁷ кг/м³ ). Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1, 44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1, 4 до примерно 2, 5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из открытых — Vela X-1 (англ.)русск. (имеет массу не менее 1, 88±0, 13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α ≈ 34 %)^[1] и PSR J1614-2230 (англ.)русск. (с оценкой массы 1, 97±0, 04 солнечных)^[2]^[3]^[4]. Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки того, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд вкварковые^[5].

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10¹²—10¹³ Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнитары (реже пишут также магнетары) — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10¹⁴ Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4, 414× 10¹³ Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя m_ec² ) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуумаи т. д.

Черные дыры.

Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).

Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:

где c — скорость света, M — масса чёрной дыры, G — гравитационная постоянная.

Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое^[1] из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен^[2], но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года^[3]. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars)^[4].

Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр, но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей (см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс^[5]. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных^[5], а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения^[6], так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света^[7].

⇐ Предыдущая 3 4 5 6 7 8910 11 12 Следующая ⇒