shpory_po_astronomii

чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Примером сверхновой типа II служит SN 1987A, вспыхнувшая в галактике Большое Магелланово Облако приблизительно в 50 кпк от Солнца. Свет вспышки достиг Земли 23 февраля 1987. В

максимуме она была видна невооружённым глазом, при этом пиковая видимая звёздная величина составила +3. Это самая близкая вспышка сверхновой со времён изобретения телескопа.

Важнейшей особенностью вспышек сверхновых звезд является мощный поток нейтрино, которые возникают в результате слабого взаимодействия протонов и электронов (p + e– → n + ν). Оболочки таких звёзд, рассеянные взрывом, образуют различного вида расширяющиеся туманности, которые затем хорошо наблюдаются в различных диапазонах длин волн (ярчайший пример – Крабовидная туманность).

Крабовидная туманность (M1, NGC 1952) — это газообразная туманность в созвездии Тельца. Она расположена на расстоянии около 6500 св. лет от Земли, имеет диаметр в 6 св. лет и расширяется со скоростью 1000 км/с. Крабовидная туманность является остатком сверхновой, взорвавшейся,

согласно записям арабских и китайских астрономов, 4 июля 1054 года. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время. В центре туманности находится нейтронная звезда.

Нейтронные звёзды

Массивные ( > 10 ) звёзды проходят эволюционный путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного (максимальная энергия связи на нуклон) элемента 56Fe. В

таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения при росте плотности и медленное квазистатическое сжатие сменяется быстрым коллапсом

– происходит потеря гидродинамической устойчивости и взрыв сверхновой звезды. При быстром сжатии до плотности, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное количество гравитационной энергии – примерно в 20 раз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки млн. лет. Подавляющая часть этой энергии уносится нейтрино. После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде нейтронной звезды – второй тип «мёртвых» звёзд.

Внутреннее строение нейтронной звезды плотностью в центре 5 × 1014 г/см3 и R ≈ 16 км: 1 – жидкое ядро из нейтронов с примесью протонов и электронов; 2 – внутренняя кора из ядер Fe и соседних элементов, переобогащенных нейтронами, с примесью свободных нейтронов; 3 – внешняя кора из ядер 56Fe, с примесью Co, Cr, Ni, и вырожденных электронов

Фактически вся звёздная эволюция может рассматриваться как своеобразный процесс нейтронизации первоначально почти протонного вещества. В чистом водороде число нейтронов равно нулю. В

исходной для современного звёздообразования смеси водорода с 10% (по числу атомов) гелия на 9

протонов приходится 1 α-частица, т. е. отношение числа нейтронов к протонам равно 2/13.

Превращение водорода в гелий увеличивает это отношение до 1/2. В конце эволюции звёзд при

очень больших плотностях захваты электронов ядрами приводят к нейтронизации вещества – электроны как бы «вдавливаются» в протоны. Нейтроны при таких гравитационных силах являются уже стабильными частицами (не подвержены β-распаду).

Нейтронная звезда – это один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.

Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20–30 км в диаметре, поэтому средняя плотность вещества такой звезды порядка плотности атомного ядра (2,8 × 1015 г/см3).

Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,4 массы Солнца, т.е. значению предела Чандрасекара. Современные расчеты показывают, что для нейтронных звёзд также существует предельная масса (предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова), при котором нейтронная звезда ещё не сколлапсирует в чёрную дыру: max ≤ 2,5 . При этом плотность достигает ρmax ≥ 1015

г/см3, а радиус – R ≈ 10 км. Однако существуют и «маленькие» нейтронные звезды, для которых

min ≈ 0,1 ; ρmin ≈ 2 × 1014 г/см3; R ≈ 200 км.

При сжатии обычной звезды в нейтронную напряжённость магнитного поля усиливается до 1012– 1013 Э (для сравнения: у Земли около 0,5 Э) в силу сохранения магнитного потока, и именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров, благодаря чему нейтронные звёзды и могут быть обнаружены. Если же нейтронная звезда входит в состав тесной звёздной системы, то происходит аккреция вещества на нейтронную звезду, следствием чего является нетепловое рентгеновское излучение.

Пульсары

В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое электромагнитное излучение в радиодиапазоне, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом чётких импульсов (Нобелевская премия 1974 года). Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды.

Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами (pulse + star).

Периоды известных пульсаров заключены в пределах от 0,0015 до 4,3 с. В настоящее время известно более 1000 пульсаров. Расстояния до пульсаров в среднем составляет 3 кпк, т. е. пульсары принадлежат нашей Галактике и концентрируются в её плоскости.

Пульсарный эффект обусловлен сочетанием быстрого вращения и нетеплового излучения нейтронных звёзд. При сжатии до размеров нейтронной звезды её вращение, в силу закона сохранения момента количества движения, ускоряется до нескольких сотен оборотов в секунду.

Промежуток времени между последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды.

Эффект пульсара объясняется периодическим прохождением через наблюдателя узконаправленного конуса излучения, формирующегося вблизи поверхности вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем. Поскольку напряжённость магнитного поля нейтронной звезды у её

магнитных полюсов составляет 1012–1013 Э, то большие и быстро вращающиеся магнитные поля индуцируют в магнитосфере пульсара сильные электрические поля, ускоряющие заряженные частицы до ультрарелятивистских энергий. Эти частицы, в свою очередь, создают нетепловое синхротронное излучение пульсара, которое и непосредственно наблюдается с периодом, равным периодом вращения нейтронной звезды.

Поскольку кинетическая энергия пульсара трансформируется в электромагнитное излучение, то происходит его торможение и увеличения периода «пульсаций». Этот эффект подтверждён наблюдениями.

50. Чёрные дыры. Элементы классической и квантовой теории чёрных дыр.

Классификация чёрных дыр. Излучение чёрных дыр.

Понятие о чёрных дырах и их классификация

Чёрная дыра (ЧД) – итог эволюции нейтронной звезды, масса которой превышает предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова > 2,5 Ÿ (т.е. масса исходной звезды в десятки раз превышала солнечную). В этом случае радиус звезды оказывается меньше т.н. гравитационного радиуса (или радиуса Шварцшильда), определяемого выражением:

Для невращающейся ЧД гравитационный радиус определяет радиус горизонта событий – воображаемую сферу в пространстве–времени. Наблюдателю, находящемуся снаружи сферы событий, происходящее внутри этой сферы (в том числе и непосредственное электромагнитное излучение чёрной дыры) недоступно. По этой причине ЧД непосредственно не излучает («не светится»).

Вращение ЧД деформирует горизонт событий, оставляя его размеры по порядку величины теми же.

Формально гравитационный радиус может быть рассчитан для любого массивного объекта. Так, для Солнца гравитационный радиус равен 2,95 км, для Земли – 8 мм.

Кроме таких эволюционных ЧД теория предсказывает возможность существования первичных чёрных дыр, образовавшихся в момент образования Вселенной. Массы первичных чёрных дыр должны составлять величины порядка 1012 кг (масса Земли равна 5,98 × 1024 кг, масса Солнца – 1,99

× 1030 кг).

Кроме этого, в ядрах галактик, вероятнее всего, существуют сверхмассивные чёрные дыры с массами

106–108 Ÿ.

Чёрные дыры обнаруживаются благодаря некоторым эффектам, среди которых следует выделить образование релятивистских струй плазмы при поглощении чёрной дырой вещества (падающее на ЧД вещество ускоряется в магнитном поле звезды и выбрасывается в пространство в направлениях,

совпадающих с осью магнитного диполя), гравитационное микролинзирование удалённых объектов чёрной дырой (см. раздел 7.2.5), гамма- и рентгеновские вспышки при слиянии чёрных дыр.

Чёрные дыры в классической теории

Представление о «классической» ЧД может быть получено в рамках механики Ньютона (впервые предположение о подобном объекте в 1784 году выдвинул английский естествоиспытатель Джон Мичелл). Для этого рассмотрим ещё раз вывод выражения для второй космической скорости. Из равенства нулю полной энергии E пробного тела m, находящегося в поле тяготения объекта массой

M (0 = E = mv2/2 – GmM/r) получаем:

Таким образом, если скорость пробного тела превышает вторую космическую, то кинетическая энергия тела будет больше потенциальной, полная энергия окажется положительной, и тело сможет уйти на бесконечность относительно центральной массы М.

Если же в качестве второй космической скорости использовать скорость света c (т.е., в качестве пробного тела – фотон), то из условия, определяющего величину этой скорости, получим гравитационный радиус:

и, если радиус центрального тела меньше rg, то даже электромагнитное излучение (свет) не сможет покинуть такой объект, поскольку скорость света (скорость фотонов) для него оказывается меньше

«второй космической скорости». Такой объект и называется «классической» чёрной дырой.

Главная проблема подобных рассуждений заключается в том, что фотон не является классической частицей, не имеет массы и не может быть рассмотрен в рамках механики Ньютона. Для адекватного описания возникновения, существования и свойств чёрных дыр необходимо использовать общую теорию относительности (ОТО) и квантовую теорию.

Представление о чёрных дырах в ОТО.

Возможность существования таких областей пространства-времени, которые обладают свойствами чёрных дыр, следует из некоторых точных решений уравнений ОТО Эйнштейна.

Стационарные решения для ЧД в рамках ОТО, дополненной известными материальными полями,

характеризуются только тремя параметрами ЧД: массой (M), моментом импульса (L) и

электрическим зарядом (Q), которые складываются из соответствующих характеристик вошедших в чёрную дыру при коллапсе и упавших в неё позднее тел и излучений. Любая ЧД в отсутствие внешних воздействий стремится стать стационарной. Более того, предполагается, что никаких других характеристик, кроме трёх упомянутых, у не возмущаемой снаружи чёрной дыры быть не может, что формулируется в образной теореме об «отсутствии волос» у чёрной дыры.

Важнейшими решениями уравнений ОТО для чёрных дыр являются следующие:

•решение Шварцшильда (1916) для сферически-симметричной невращающейся ЧД без электрического заряда;

•решение Райсснера – Нордстрёма (1916, 1918) для сферически-симметричной невращающейся ЧД с зарядом;

•решение Керра (1963) для вращающейся ЧД с осью симметрии без заряда;

•решение Керра – Ньюмена (1965) для вращающейся ЧД с осью симметрии и зарядом

(наиболее полное решение).

Все характеристики решения Шварцшильда однозначно определяются только одним параметром ЧД

– её массой. Так, гравитационный радиус чёрной дыры массы определяется равенством (5.1).

Нейтронные звёзды представляют собой объекты, размеры которых наиболее близки к своим радиусам Шварцшильда, но которые ещё не являются чёрными дырами.

Исходя из массы ЧД и объёма, заключённого под горизонтом событий, можно определить «среднюю плотность» ЧД. С ростом массы ЧД её средняя плотность падает. Так, если ЧД с массой порядка солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную, то сверхмассивная ЧД с массой в 109

солнечных масс обладает средней плотностью около 20 кг/м3, что существенно меньше плотности воды. Таким образом, чёрную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объёма вещества, но и накоплением огромного количества материала.

Для более точного описания ЧД необходим учёт наличия у них момента импульса и электрического заряда. Максимальный заряд, который может иметь невращающаяся сферически-симметричная ЧД массой M, равен Qmax ≈ 1040eM/MŸ. При превышении такого заряда гравитационное притяжение не сможет компенсировать электрическое отталкивание материи. Для вращающихся ЧД существует также предельное значение момента импульса.

Для наблюдателя, находящегося на значительном расстоянии от горизонта событий ЧД падение в неё светящегося и посылающего с определённой частотой сигналы пробного объекта будет выглядеть следующим образом.

Сначала удалённый наблюдатель будет видеть, что пробный объект, находясь в процессе свободного падения, постепенно разгоняется под действием сил тяжести по направлению к центру ЧД. Цвет объекта (т.е. спектр его излучения) не изменяется, а частота детектируемых наблюдателем сигналов практически постоянна.

Когда пробный объект начнёт приближаться к горизонту событий, испускаемые объектом фотоны будут испытывать всё большее и большее красное смещение, вызванное эффектом Доплера и гравитационным замедлением времени (см. далее раздел 7.2.3): из-за высокого гравитационного потенциала вблизи горизонта событий все физические процессы с точки зрения удалённого наблюдателя будут идти всё медленнее и медленнее.

Далее внешнему наблюдателю будет казаться, что пробный объект, приближаясь к горизонту событий в чрезвычайно сжатом в направлении движения виде, будет замедляться, и, в конце концов,

практически остановится. Частота принимаемого сигнала будет резко уменьшаться, а длина волны испускаемого пробным объектом излучения будет стремительно расти, переходя из видимого в радио-диапазон и далее в область настолько низкочастотных электромагнитных колебаний, что зарегистрировать их будет уже невозможно.

Если не учитывать конечность планковской длины (≈ 1.6 × 10–35 м), то, с точки зрения внешнего наблюдателя, пробное тело будет бесконечно долго приближаться к горизонту событий ЧД,

уменьшаясь в размерах. Однако, как только расстояние между пробным объектом и горизонтом событий станет равно планковской длине, для внешнего наблюдателя объект исчезнет: масса ЧД увеличится на массу падающего тела, а, следовательно, радиус горизонта событий возрастёт, и

падающее тело окажется «внутри» горизонта событий за конечное время.

Подобным образом для удалённого наблюдателя будет выглядеть и процесс гравитационного коллапса звезды. Сначала внешние слои звезды устремятся к её центру, но вблизи горизонта событий

они станут резко замедляться, и их излучение перейдёт в радиодиапазон. В результате этого удалённый наблюдатель увидит, что звезда погасла.

Представление о чёрных дырах в квантовой теории.

В 1975 году английский физик-теоретик Стивен Хокинг на основе квантовых представлений предсказал возможность испускания чёрной дырой излучений (испарение ЧД или излучение Хокинга).

Этот эффект основан на рождении пар «частица–античастица» из физического вакуума с внешней стороны горизонта событий ЧД. В обычных условиях такие пары очень быстро аннигилируют.

Однако, присутствие высокого гравитационного потенциала может привести к тому, что одна из частиц может опуститься за горизонт событий, а вторая будет зарегистрирована внешним наблюдателем так, как будто она испущена чёрной дырой.

Испускание частиц уменьшает энергию ЧД, и, следовательно, уменьшается и её масса. Таким образом, гипотетическое излучение Хокинга приводит к испарению чёрных дыр, и время их жизни оказывается конечным:

Состав излучения зависит от размера чёрной дыры: для больших ЧД оно состоит из безмассовых фотонов и лёгких нейтрино, а излучение лёгких ЧД должно содержать и более тяжёлые частицы.

Спектр электромагнитного хокинговского излучения оказался в точности совпадающим с излучением абсолютно чёрного тела, что позволило приписать чёрной дыре с массой M температуру:

Чем меньше масса ЧД, тем выше её температура, а скорость испарения ЧД тем больше, чем меньше её размеры. Температура ЧД с массой, равной нескольким массам Солнца, составляет всего

0.0000001К (максимум планковской кривой для такой температуры приходится на длину волны около 30 км), что гораздо меньше, чем температура реликтового излучения, заполняющего Вселенную (около 2.7 К). Таким образом, большие ЧД на современном этапе развития Вселенной могут только расти (поскольку испускаемое ими излучение имеет меньшую энергию, чем поглощаемое). Данный процесс продлится до тех пор, пока фотонный газ реликтового излучения в результате расширения Вселенной не остынет до температуры ЧД.

Гипотетические же первичные ЧД, имевшие существенно меньшие массы, к настоящему времени должны были уже испариться.

Наличие у ЧД температуры, в свою очередь, позволило создать термодинамику чёрных дыр и, в

частности, определить величину энтропии S ЧД, которая оказалась пропорционально площади её горизонта событий A:

Следует отметить, что наличие в последних равенствах постоянной Планка ħ свидетельствует о квантовой природе рассматриваемых объектов.

К настоящему времени излучение Хокинга не получило наблюдательных подтверждений.

Классификация чёрных дыр

Эволюционные чёрные дыры

Теория предсказывает возможность существования первичных чёрных дыр, образовавшихся в момент образования Вселенной. Массы первичных чёрных дыр должны составлять величины порядка 1012 кг (масса Земли = 5,98•1024 кг, масса Солнца = 2•1030кг).

Кроме того, в ядрах галактик, судя по всему, существуют сверхмассивные чёрные дыры с массами

106–108Мсолнца.

51. Физические переменные звёзды. Цефеиды. Планетарные туманности. Новые

звёзды. Рентгеновские источники в космосе. Гамма-всплески.

Физически переменные звезды.

Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска

Цефеиды

Важной особенностью описанных эволюционных процессов является то обстоятельство, что звезда на диаграмме спектр-светимость как минимум хотя бы один раз пересекает зону, отмеченную как полоса нестабильности. В эту полосу попадает множество типов звёзд, которые в этом случае называются переменными и общим свойством которых являются пульсации, т. е. периодические изменения радиуса, эффективной температуры и светимости. Наиболее наглядное объяснение этому эффекту было дано для цефеид – физических переменных звезд, характерный представитель которых

– это δ Цефея.

Основную роль в этом процессе играет частично дважды ионизованный гелий, выполняющий функцию клапана в наружных слоях звезды. Однократно ионизованный гелий обладает повышенной непрозрачностью для излучения, тогда как дважды ионизованный гелий – значительно более прозрачен. Случайное сжатие внешнего слоя ионизованного гелия приводит к повышению непрозрачности, поглощению излучения, разогреву внешней оболочки и всей звезды в целом,

ионизации гелия, повышению давления, а, следовательно, расширению слоя, увеличению радиуса звезды. Это, в свою очередь, снижает непрозрачность слоя, звезда начинает терять энергию за счет излучения (повышается её светимость) и охлаждаться. Слой гелия опять сжимается, и все повторяется с начала.

Весьма важной при определении расстояний до удаленных объектов является обнаруженная связь между светимостью (средней абсолютной звёздной величиной) и периодом пульсации цефеид,

которая с точностью до ±0m.3 выглядит на данном этапе исследований так:

M = –(1.01 + 2.87lgP) = –2.5lg(L/L ) + 4m.8,

где P – период пульсации цефеиды, выраженный в сутках.

Планетарные туманности.

Если сброс оболочки красного гиганта происходит очень быстро, то в результате образуется так называемая планетарная туманность. Она выглядит как кольцеобразная, быстро расширяющаяся газовая оболочка, окружающая яркую и горячую звезду в центре. Центральная звезда – не что иное,

как белый карлик – раскаленное ядро бывшего красного гиганта.

Планетарная туманность — астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5—8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по

астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал,

обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза. Планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией.

Новые звёзды — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости в ~104, блеска ~12 звёздных величин).

Рентгеновские источники в космосе

Рентгеновские источники могут иметь различную природу. В первую очередь это системы, где идет аккреция. Простейшая аккрецирующая система — это тесная двойная, состоящая из компактного объекта (нейтронной звезды или черной дыры) и нормальной звезды. В процессе эволюции вещество нормальной звезды попадает в поле тяготения компактного объекта, закручивается в аккреционном диске и, в конце концов, падает на поверхность нейтронной звезды или проваливается под "горизонт событий" черной дыры. Кинетическая энергия падающего вещества вызывает его нагрев, поэтому раскаленный аккреционный диск излучает большое количество энергии в виде жестких рентгеновских квантов.

Мазерные и лазерные источники в космосе

Мазерный эффект (в космосе) - усиление интенсивности проходящего через космич. среду радиоизлучения за счёт индуцированного испускания резонансных фотонов возбуждёнными молекулами среды. Для М. э. необходимо, чтобы число молекул среды, находящихся на верхнем резонансном уровне энергии, превосходило число молекул, находящихся на нижнем уровне. Только при такой, инверсной, населённости уровней индуцированное испускание фотонов будет преобладать над их поглощением и проходящее сквозь среду излучение будет не ослабляться, а

усиливаться. Источники мазерного излучения - мазеры - своё наименование получили по начальным буквам их англ. названия Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation - усиление микроволн (излучение сверхвысокой частоты) за счёт индуцированного излучения (туманность Ориона, Стрелец В2, W3, W49 и др.).

Гамма-всплески

Гамма-всплески – это гигантские выбросы электромагнитного излучения гамма-диапазона вдоль некоторого направления в пространстве, наблюдаемые в удалённых галактиках. Гамма-всплески принято подразделять на короткие и более длительные. Длительные гамма-всплески

(продолжительностью более 2 секунд) принято связывать со вспышками сверхновых, короткие – со слиянием двойных нейтронных звёзд.