Сверхновые звезды.
Как свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжелой – здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тейлора.) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда, в конце концов, импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство.
Возможно, именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой. Иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество, и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до 1000 км/с. столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд – радиопульсаров.
Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтральной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987г. нейтринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишенных водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфара-Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом).
Здесь рассказано лишь о наиболее мощных взрывах, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд, основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.
Конец жизненного пути звезды
Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет – светимость (диаграммы Герцшпрунга-Ресселла). Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой.
Каков же будет срок жизни звезды? Ответить на этот вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е=mс2. Здесь m- масса вещества, с- скорость света. Соотношение Е=mс2 было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г.
Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001Мяс2, где Мя - масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции.
Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 М/L млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звезд с массой, близкой к солнечной, L=М4 (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/М3 млрд. лет.
Теперь ясно, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звезд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет).
Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.
Дополнительно
Принципы промышленной первичной переработки нефти
...
Эволюция энергетических процессов у эубактерий
В главах 11 и 12 были
обсуждены проблемы возникновения первичной клетки из гипотетической протоклетки
и последующего пути прогрессивной эволюции первичной клетки. Как было
обнаружено в 70-х гг., на раннем этапе этого пути могло произойти выделение
трех основных ветвей, каждая из которых самостояте ...