характеристика звезд. характеристики звезд. Теории конца жизни звезд. Общая характеристика звезд 3 1 Параметры звезд и их характеристики 3
 Скачать 230 Kb.
|
3 Нейтронные звездыСуществование нейтронных звезд - звезд, состоящих из вырожденных нейтронов - предсказывалось теоретиками еще в 30-х годах (первым это понял физик-теоретик Лев Ландау). Согласно теории, такие звезды должны были при массе Солнца обладать ничтожными размерами - около 10 км, то есть плотность вещества в их центре достигала плотности атомного ядра --  грамм/см3. Уже в 1934 г. Бааде и Цвикки предположил, что нейтронные звезды образуются во время вспышек Сверхновых. Должно было пройти свыше 30 лет, чтобы нейтронные звезды были обнаружены как реальные объекты в нашей Галактике - в конце 1967 г. английскими радиоастрономами были открыты первые пульсары и немедленно Т.Голд высказал предположение что пульсары и есть быстровращающиеся нейтронные звезды. Большинство нейтронных звезд образуется при коллапсе железных ядер звезд с массами более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением - вспышкой Сверхновой звезды. Зная из наблюдений частоту вспышек Сверхновых II типа (примерно раз в 25 лет), легко получаем, что за время существования Галактики (около 15 млрд лет) должно было образоваться несколько сотен млн. нейтронных звезд. [2, с.158]Молодые быстровращающиеся (с периодами вращения от нескольких миллисекунд до секунды) нейтронные звезды наблюдаются как радиопульсары. Одного быстрого вращения, однако, недостаточно для излучения энергии - требуется еще наличие магнитного поля. В этом состоит основная идея пульсара: вращение+магнитное поле нейтронной звезды приводят к появлению мощных электрических полей, которые вырывают заряженные частицы из твердой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Ускоренные частицы излучают в магнитном поле и порождают кванты жесткого электромагнитного излучения. В результате сложных электродинамических процессов небольшая часть энергии превращается в радиоволны, которые и наблюдаются от пульсаров. Ускоренные частицы, вырываемые с нейтронной звезды, уносят энергию вращения и поэтому период вращения пульсаров увеличивается - нейтронная звезда "тормозится" собственным излучением. Этот наблюдаемый факт прекрасно подтвердил теоретические представления и позволил оценить величину требуемого магнитного поля - оказалось, что типичная напряженность магнитного поля на поверхности пульсаров достигает невероятных для земных условий значений --  Гаусс. При торможении нейтронной звезды создаваемый магнитным полем электрический потенциал падает и при некотором значении заряженные частицы перестают рождаться и пульсар "умирает". Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому "действующих" пульсаров в Галактике несколько сотен тысяч (в настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров). Если нейтронная звезда входит в состав тесной двойной системы, ее наблюдательные проявления становятся другими. Приливные силы со стороны нейтронной звезды могут срывать вещество с поверхности звезды - соседа (если это обычная звезда главной последовательности или гигант). Это вещество падает на поверхность нейтронной звезды, нагревается до миллионов градусов и выделяет при этом колоссальную энергию, в основном в жестком ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах электромагнитного спектра. Если магнитное поле нейтронной звезды значительно, оно направляет движение газа, а так как звезда вращается, то для земного наблюдателя появляется пульсирующее рентгеновское излучение - рентгеновский пульсар. Такие объекты были открыты в 1972 году и сейчас их известно около 30. Если магнитное поле нейтронной звезды невелико, оно не оказывает сопротивления растеканию падающего вещества по поверхности нейтронной звезды. Вещество накапливается на поверхности и при повышении плотности и температуры происходит термоядерный взрыв. При этом наблюдается явление рентгеновского барстера, или вспыхивающего рентгеновского источника (эта ситуация похожа на белый карлик в двойной системе с перетеканием вещества и связанное с этим явление Новых звезд). Рентгеновских источников с нейтронными звездами известно в Галактике около 100. Остается вопрос: как проявляют себя подавляющее большинство старых нейтронных звезд Галактики? К сожалению, прямые наблюдения нейтронных звезд в оптическом или ультрафиолетовом диапазонах почти невозможны - из-за малой площади поверхности их светимость даже при температуре в сотни тысяч Кельвинов оказывется чрезвычайно слабой. Окончательного ответа на этот вопрос пока нет. Возможно, загадочные космические гамма-всплески связаны с этим невидимым в других областях спектра населением Галактики. Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельная масса (она носит название предела Оппенгеймера-Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо - по-видимому, внутренние части нейтронной звезды представляю собой сверхтекучую сверхпроводящую жидкость, состоящую из протонов, нейтронов, пионов и, возможно, даже кварков. Такое состояние вещества нельзя получить в земных условиях, поэтому нейтронные звезды остаются одной из уникальнейших космических лабораторий для исследования материи в экстремальных состояниях. Из-за этих неопределенностей предел Оппенгеймера-Волкова точно неизвестен, он зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Однако почти наверняка он не превышает 3 масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации и звезда "уходит" под горизонт событий для удаленного наблюдателя - образуется черная дыра. |