Размещено на http://www.allbest.ru/

Жизнь и смерть звезд

Звезды рождаются, когда под действием взаимного притяжения происходит коллапс внутренних областей газовых облаков, и становятся полноценными звездами, когда центральная часть их разогревается до такой степени, что в ней могут проходить ядерные реакции. Часть массы звезды в ходе этих реакций превращается в энергию.

Звезды более массивные, чем Солнце, становятся гораздо более яркими, чем оно, и быстро сжигают все имеющееся у них топливо. Если звезда вроде нашего Солнца может просуществовать по меньшей мере 10 млрд. лет, то звезда в 20 раз массивнее проживет всего лишь около 10 млн. лет. Звезды, подобные Солнцу, обычно заканчивают свое существование в виде медленно остывающих белых карликов. Звезды, масса которых в 10 раз или более превосходит массу Солнца, возможно, взорвутся когда-то как сверхновые, их обломки разлетятся в космосе на огромные расстояния, а в центре останутся необычайно плотные нейтронные звезды. Самые массивные звезды, вполне вероятно, превратятся после коллапса их ядер в черные дыры. Астрономы считают, что когда очень массивная звезда израсходует полностью свой запас топлива, она начинает безгранично сжиматься. Чем меньше размер звезды, тем больше становится сила тяготения на ее поверхности. Звезда перестает быть видимой, но ее сжатие продолжается, пока она не достигнет невообразимо малого размера. Сила тяготения в области вокруг этой точки так велика, что не только частицы вещества, даже свет не может ее покинуть. Такую область в пространстве называют черной дырой. Среди ученых распространено мнение, что в центрах большого числа галактик существуют черные дыры.

Звезда, похожая на наше Солнце, образуется, когда облако газа начинает сжиматься благодаря собственной силе тяготения. В процессе сжатия облако разогревается и начинает светиться тусклым красным светом. Когда температура его ядра достигает 10 млн. градусов в результате термоядерных реакций начинает выделяться огромное количество тепла. Звезда превращается в звезду главной последовательности и пребывает в этом состоянии почти без изменений в продолжение последующих 10 млрд. лет. Но в определенный момент запас топлива в ядре оказывается исчерпанным и оно начинает сжиматься, сильно разогреваясь. Сгорание водородного топлива происходит уже не внутри, а вне ядра, и звезда раздувается, превращаясь в красного гиганта, который быстро сжигает остатки топлива. Звезда, сбрасывая внешние слои, образует расширяющуюся внешнюю оболочку, называемую планетарной туманностью. Примером такой туманности является Кольцевая туманность. А из ядра получается белый карлик. В течение последующих миллиардов лет он остывает и угасает, становясь в итоге холодным черным карликом.

Это светящееся газовое облако находится от нас на расстоянии 1600 световых лет, под тремя звездами пояса Ориона. Оно светится потому, что содержит несколько горячих молодых звезд. Наблюдения в инфракрасной области спектра показали, что в этом облаке есть также много звезд, которые еще только формируются.

Сверхновая: взрыв звезды

Внутри звезды, значительно более массивной, чем Солнце, может проходить множество различных ядерных реакций, итогом которых является образование в ядре звезды железного шара. После этого в ядре не остается источников энергии. Это приводит к коллапсу, возникает нейтронная звезда. Внешние оболочки падают на поверхность ядра, и последующий взрыв выбрасывает большую часть звездного вещества в космическое пространство со скоростью более 8 тыс. км/с. Китайские астрономы наблюдали появление сверхновой в 1054 году. Крабовидная туманность в Тельце представляет собой разбросанные взрывом остатки звезды.

Нейтронные звезды быстро вращаются, посылая в пространство электромагнитные волны в виде очень узкого луча. Всякий раз, когда луч оказывается направленным на Землю, мы видим вспышку, напоминающую сигнал маяка. Чтобы уравновесить Солнце, на другой чаше нужно поместить двенадцать коричневых карликов - звезд, обладающих самой малой массой. А для уравновешивания самой массивной звезды понадобилось бы 100 Солнц. Кусочек вещества белого карлика величиной с кубик сахара весил бы как автомобиль. Такой же кубик, но уже из вещества нейтронной звезды был бы равен по весу небольшой горе. Существует много звезд с изменяющимся блеском. Переменные типа цефеид представляют собой стареющие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются, и в соответствии с этим изменяются их светимость и температура. Период изменения блеска у крупных и ярких цефеид больше, чем у цефеид меньшей массы и светимости.

Сила черной дыры

Сила тяготения резко возрастает вблизи границы черной дыры. Носовая часть приближающегося к ней космического корабля при этом затягивается центром, а сам корабль вытягивается в длину. Сила, вызывающая такой эффект, называется приливной, она будет быстро возрастать, и корабль окажется раздавленным. Человек, наблюдающий это с большого расстояния, обнаружит удивительную вещь: время на корабле будет замедляться по мере приближения его к черной дыре. На диаграмме для каждой стадии дано соответствующее ей время в секундах сверху - на часах наблюдателя, снизу - на борту корабля. Для наблюдателя падение космического корабля в черную дыру оказывается бесконечно долгим.

Лебедь Х-1

Объект под названием Лебедь Х-1 является одним из источников наблюдаемого на Земле рентгеновского излучения. Лебедь Х-1 состоит из звезды, равной по массе 20 Солнцам, и темного объекта, имеющего массу примерно в 10 раз больше, чем у Солнца, которые совершают полный оборот вокруг друг друга за 5,6 суток. Многие астрономы считают темный объект черной дырой, которая отбирает у звезды вещество, образующее аккреционный диск. Центральная часть диска очень горячая и испускает рентгеновские лучи.

Земля уменьшилась бы до размера этого черного кружка, если бы сжалась, как коллэпсирующая звезда. В действительности такое невозможно, потому что, как считают астрономы, ни одно тело с массой меньше трех масс Солнца не может превратиться в черную дыру.

Изучая космическое пространство, астрономы ежедневно сталкиваются с удивительными явлениями. Так недавно было зафиксировано, как черная дыра изорвала в клочья звезду. Часть осколков "пострадавшей" звезды упало в черную дыру, а другая выбросилась с огромной скоростью в космос. Сверхмассивные черные дыры, массой в миллиарды раз превышающие массу Солнца, подобно монстру, спокойно скрываются в центрах больших галактик, выжидая, пока звезда-жертва подойдет на достаточно близкое расстояние, чтобы они могли мощными гравитационными когтями изорвать ее на куски.

Такие "звездные" убийцы фиксировались учеными и ранее, но идентифицирование жертвы произошло впервые. Группа астрономов из штата Мэриленд, которой руководил Сави Гезари из балтиморского университета Джонса Хопкинса, установили, что звезда-жертва обитала на расстоянии от нас, равном примерно три миллиарда световых лет и содержала большое количество газообразного гелия. Новости астрономии, полученные учеными, будут в ближайшее время опубликованы в онлайн журнале Nature.

Руководитель группы Гезари рассказывает, что в момент, когда звезда гравитационными силами черной дыры разрывается на части, часть осколков падает в дыру, сопровождаясь удивительным свечением звездного газа. Спектральный анализ помог установить, что газ этот - гелий. То есть, у жертвы - звезды должна быть гелиевое ядро и не содержаться легких компонентов. Эти наблюдения показывают, насколько создаются жесткие условия вокруг черной дыры.

Исследователи предполагают, что окружающая ядро оболочка звезды, заполненная водородом, была сорвана той же самой черной дырой много лет назад, и звезда уже приближалась к "закату своих дней": израсходовав водородное топливо, она превратилась в красного гиганта, раздувшегося до огромных размеров и кружащегося вокруг черной дыры по эллиптической сильно вытянутой орбите. Затем, приблизившись к дыре на максимально близкое расстояние "жертва" лишилась своей раздутой оболочки атмосферы, сорванной гравитацией черной дыры.

Смерть звезды наступила, когда останки звезды, продолжавшие путь вокруг центра, отважились достаточно близко подойти к черной дыре. К слову, такие тесные приближения случаются очень редко и чтобы обнаружить их, группа, возглавляемая Гезари, наблюдала в ультрафиолетовом свете за сотнями тысяч галактик. Кстати, астрономы утверждают, что Млечный Путь - главная черная дыра нашей галактики, окружен подобными звездами, которые лишены своих оболочек.

Причины появления "черных дыр"

Причин появления "черных дыр" в космическом пространстве существует несколько. Самая банальная и невероятная, на человеческий взгляд, причина - это болезнь пространства, в результате которой происходит прорыв материи одного мира в другой.

Прорыв происходит по причине нарушения энергобаланса в Космосе, т.е. нарушение происходит в каких-то его объемах. Пространства, как и все в этом мире, болеют, хотя это и звучит на первый взгляд нелепо. Но все зависит от того, как понимать состояние болезни. Если по бытовому, то для человека - это лежание в постели, испытание неприятных болезненных ощущений, прием лекарств и всевозможных процедур; а если с энергетической точки зрения, то это есть нарушение организмом человека производства какого-либо типа энергии и регулирование его баланса через работу определенного органа или системы.

В пространствах тоже часто происходят всевозможные нарушения энергобаланса между различными его частями. И энергобаланс приходится восстанавливать через те процессы, которые именуются заболеванием.

Поэтому если говорить о нелепостях информации, то она появляется оттого, что человек не способен понять сложности того мира, в котором существует, т.е. нелепость скрывается не в информации, а в понятиях человека. Но заглянем глубже в суть явления.

Космос - это организм огромнейшего существа, именуемого Естеством или как-то иначе, в котором нет места пустоте. Это человек в силу своего невежества считает, что пространство - это сплошная пустота с небольшими островками материи. На самом же деле все есть материя, но разных видов.

Кроме того, любое пространство - это живая ткань какого-то организма. А последний термин уже понятен человеку, и мы действительно можем согласиться с тем, что живой материи свойственны болезни.

Болезнь для материи - это нарушение того нормального режима, при котором данный организм или материя развиваются. И если в данном объеме нарушается под влиянием каких-то сил нормальный режим, при котором это пространство развивается, то оно по-своему начинает реагировать на появляющиеся нарушения.

Чаще всего в некоторых точках (участках) пространства скапливается много отрицательной энергии. Скопления ее в не предназначенных для этого местах, где окружающая материя не рассчитана на такой большой потенциал отрицательной энергии, приводит к тому, что материя прорывается в соседнее, смежное с ней пространство или подпространство, и туда происходит сброс излишек скопившейся отрицательной энергии.

Одновременно в места прорыва затягиваются все близлежащие тела данного мира и в тоннеле трансформируются.

Когда пространство очищается таким образом от излишков ненужной ему энергии, восстанавливается нормальный баланс вокруг возникшей дыры и со временем, т.е. через миллиарды лет она затягивается. Восстанавливаются нормальные процессы.

Таким образом, первой причиной появления "черных дыр" является болезнь пространства.

Вторая причина, по которой появляются "черные дыры", это смерть звезды.

Звезда, угасая, начинает сжиматься в точку. Масса ее уменьшается, а плотность и силы гравитации возрастают. Звезда сжимается до определенной малой массы, приобретая отрицательный заряд. Сначала она превращается в черный карлик, притягивающий все вокруг себя. Карлик притягивает другие предметы, попадающие в радиус действия силы притяжения, которая рассчитана на определенную величину.

Притягивая предметы, поглощая их и расщепляя, он очищает окружающее пространство от шлаков и мусора. Так что, угасая, звезды одновременно очищают вокруг себя пространство.

Почему звезды угасают? Причин много, но одна из них - это очистка пространства. Когда черный карлик сжимается до критической массы, происходит переход звезды из данного пространства в другое, более тонкое (или более грубое. Возможен и вариант деградации).

звезда черная дыра земля

В нашем мире звезда исчезает, а в другом появляется - зажигается новая. Обычно она переходит при этом на более высокую ступень развития. А в нашем мире на ее месте тоже какое-то время сохраняется черная дыра.

И третья причина, которая сопутствует появлению "черных дыр" в пространстве, - это, как ни странно, обратный процесс - рождение звезд.

Способов рождения звезд несколько, но два из них, в результате которых появляются "черные дыры", следующие.

1. В нашем мире звезда рождается путем перехода ее из соседнего мира: в другом мире она исчезает, а в нашем появляется. Это воспринимается как вспышка, на небосклоне неожиданно зажигается новая звезда. Но развивалась она в другом мире и по уровню раз вития достигла тех качеств и свойств, которые могут продолжить прогрессирование дальше только в нашем мире.

Наш мир для нее - это следующая ступень ее развития. Поэтому в предыдущем мире она умирает, а в нашем появляется. И переход этот осуществляется через черную дыру.

Но в нашем мире этой дыры уже видно не будет сразу после рождения звезды, ее обнаружат только спустя какое-то время, когда новорожденная звезда отлетит от этой дыры на некоторое расстояние. В другом же мире, из которого звезда пришла, дыра будет видна сразу.

2. Второй вариант рождения новой звезды - это, когда две звезды сливаются воедино. Образуется сначала одна общая масса, а потом от нее отделяется малая масса, составляющая новорожденную звезду.

Оставшаяся большая масса начинает под действием сил гравитации также сжиматься в "точку" и затем переходит в соседнее пространство, оставляя после себя черную дыру.

Это, конечно, редкие явления, и человеку не всегда удается наблюдать их за свою короткую жизнь.

То, что знают астрономы об эволюции звезд, приводит к неизбежному выводу: черные дыры должны возникать в конце жизни массивных небесных тел. Как же протекает их эволюция и почему следует столь определенный вывод?

Вещество обычной звезды, подобной нашему Солнцу, находится под действием двух противоположных сил - тяготения, стремящегося сжать звезду к центру, и давления раскаленных газов, стремящихся ее расширить. Их равенство обеспечивает устойчивое состояние звезды. Но горячая звезда непрерывно излучает энергию с поверхности, и если бы эта потеря не компенсировалась, то звезда потеряла бы свою тепловую энергию и стала бы сжиматься. Однако этого не происходит, ибо вблизи центра звезды, где температура достаточно велика, идут термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением огромной энергии. При этом ядерное "горение" претерпевают сначала водород, гелий, а затем и более тяжелые элементы - углерод, кислород и т.д. Термоядерные реакции и являются источником энергии звезд, которую они излучают в пространство.

С течением времени исчерпывается запас ядерного горючего в звезде. Продолжительность ядерного "горения" - этого активного периода жизни звезд - определяется скоростью потери энергии на излучение и запасами ядерного топлива. И то и другое зависит от массы звезды. Поэтому и продолжительность жизни звезды определяется ее массой. Звезды с массой, равной солнечной, живут около 10 миллиардов лет. Более массивные звезды живут меньше. Так, звезда массой 3 массы Солнца живет один миллиард лет, а звезда массой 10 масс Солнца всего 100 миллионов лет.

Когда исчерпается все ядерное топливо, звезда, продолжая терять энергию на излучение, постепенно сжимается. Если масса ее не превышает массу Солнца более чем в 1,2 раза, то сжатие закончится, когда радиус звезды составит несколько тысяч километров. Плотность вещества при этом может достигнуть 109 г/см3. Такие звезды получили название белых карликов. Они уже давно известны астрономам.

После превращения в белый карлик звезда остывает, практически не уменьшая своих размеров. Давление газа, препятствующее дальнейшему сжатию белого карлика, обеспечивается квантовыми силами, возникающими между достаточно тесно упакованными электронами плазмы, составляющей звезду. Это давление в условиях звезды никак не зависит от температуры ее вещества. Поэтому белый карлик может полностью остыть и превратиться в черный карлик, не изменив своего размера.

Если масса звезды более 1,2 массы Солнца, то в ходе ее сжатия плотность вещества превысит 109 г/см3. При такой плотности возникают ядерные реакции, поглощающие много энергии. Равенство сил тяготения и давления нарушается, и звезда начнет стремительно сжиматься.

В процессе этого сжатия может произойти ядерный взрыв, который мы наблюдаем как вспышку сверхновой. При этом звезда сбрасывает оболочку и превращается в так называемую нейтронную звезду. Силы тяготения сжимают ее настолько, что в центре звезды плотность становится сравнима с ядерной - 1014 - 1015 г/см3.

Нейтронная звезда - это своеобразное атомное ядро поперечником в десяток километров. В такой звезде ядерные частицы - нуклоны - очень тесно прижаты друг к другу. Если ее масса не превосходит две массы Солнца, то нуклонный газ способен квантовыми силами воспрепятствовать дальнейшему сжатию звезды. Таково конечное состояние этой остывшей звезды. Правда, понятие холода к нейтронной звезде совершенно неприемлемо с точки зрения земных представлений. Ведь в столь плотном газе тепло никак не должно сказываться на величине давления даже если температура газа сотни миллионов градусов. Поэтому-то, хотя астрофизики часто называют нейтронную звезду холодной, в ее центре температура может достигать сотен миллионов градусов, а на поверхности миллиона.

Долго искали астрономы нейтронные звезды, но безуспешно. И это вполне закономерно. Звезду радиусом 10 километров и с температурой миллион градусов можно увидеть только в самые крупные телескопы, если она к тому же достаточно близка к нам. Дело в том, что излучающая поверхность нейтронных звезд очень мала и они, как правило, испускают видимого света в миллион раз меньше вашего Солнца. Но если мы даже видим нейтронную звезду, остается вопрос, как отличить ее от обычных слабых звезд.

Нейтронные звезды пытались обнаружить по воздействию их тяготения на близлежащие звезды. В тесной двойной системе заметить слабую нейтронную невозможно - она тонет в ярком свете своей соседки. Однако нейтронные звезды имеют такую же массу, как и большинство других звезд. Астрономы стали искать в двойных системах звезды с нормальной массой, но очень низкой светимостью. Однако эти попытки не увенчались успехом.

Открыли нейтронные звезды совершенно случайно в 1967 году английские радиоастрономы, спустя 33 года после их теоретического предсказания. Оказалось, что вблизи поверхности нейтронных звезд, которые обладают сильным магнитным полем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Такая активная область вращается вместе с поверхностью звезды, излучает пучок направленных радиоволн, как вращающийся прожектор. Этот пучок бежит по небу, и, когда попадает на Землю, мы наблюдаем вспышки радиоизлучения, которые происходят через равные промежутки времени, соответствующие периоду вращения звезды. Эти вспышки и зарегистрировали английские радиоастрономы.

Вспышки радиоизлучения пульсаров - как назвали новые космические объекты - следовали с очень коротким периодом (около одной секунды и меньше). Такой период вращения может быть лишь у звезды, поперечник которой не больше нескольких десятков километров. Действительно, столь же быстро вращающаяся звезда с диаметром 1000 километров (например, белый карлик) будет просто разорвана центробежными силами, и только у маленькой нейтронной звезды столь быстрое вращение еще не превышает предела прочности. Так было доказано, что пульсары - это нейтронные звезды.

Пульсар - конечный этап активной жизни звезды не слишком большой массы, меньше примерно двух масс Солнца.

Но в реальной Вселенной звезду окружает межзвездный газ. Он попадает на звезду, разогревается при ударе о ее поверхность и испускает рентгеновские лучи. Если нейтронная звезда входит в двойную звездную систему и из атмосферы второй (нормальной) звезды истекает газ, то он может попадать в поле тяготения нейтронной звезды. В этом случае поток газа и интенсивность рентгеновского излучения становятся особенно велики. Такие "рентгеновские пульсары" также обнаружены в двойных системах.

Итак, существование нейтронных звезд убедительно доказано. Но расчеты показывают, что если звезда после исчерпания ядерного горючего, сжатия и возможных процессов сбрасывания внешних оболочек имеет массу, все еще превышающую критический предел, равный примерно двум солнечным массам, то даже действие огромных сил давления сверхплотного ядерного вещества все же не сможет остановить процесс сжатия, и превращение ее в черную дыру в конце эволюции становится неизбежным.

Правда, иногда высказывалась мысль, что, может быть, массивные звезды в конце эволюции выбрасывают в пространство большую часть своей массы, а остаток, обладающий массой меньше критической, превращается в белый карлик или нейтронную звезду. Но такой путь эволюции большинству ученых представляется крайне искусственным и маловероятным. Поэтому мы приходим к заключению, что черные дыры неизбежно должны возникать на поздних стадиях эволюции массивных звезд. Новиков И.Д. Черные дыры и Вселенная/ Игорь Новиков; Пер. с рус.А. Ланг Валгус 190 с. 1991г.

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру. В 1939 г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, невращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, которой первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Чему же равен гравитационный радиус? Строгое математическое уравнение показывает, что для тела с массой Солнца гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как для системы, включающей миллиард звёзд, - галактики - этот радиус оказывается равным расстоянию от Солнца до орбиты планеты Уран, то есть составляет около 3 млрд. км.

Каковы же физические свойства "чёрных дыр" и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких объектов. Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры. Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках законов тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы перестают здесь действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звезды.

Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной белому карлику - спутнику Сириуса А, - лишь слегка смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра. Но если гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть чёрную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она невидима, то как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос, учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать пространство со скоростью света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные на земной поверхности на значительных расстояниях друг от друга. Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц). Дж. Вебер установил ловушки гравитационных волн в Аргоннской национальной лаборатории вблизи Чикаго и в Мэрилендском университете. Они состояли из массивных алюминиевых цилиндров, которые должны были колебаться, когда гравитационные волны достигнут Земли. Используемые Вебером детекторы гравитационного излучения реагируют на высокие (1660 Гц), так и на очень низкие (1 колебание в час) частоты. Для детектирования последней частоты используется чувствительный гравиметр, а детектором является сама Земля. Собственная частота квадрупольных колебаний Земли равна одному колебанию за 54 мин.

Все эти устройства должны были срабатывать одновременно в момент, когда гравитационные волны достигнут Земли. Действительно они срабатывали одновременно. Но к сожалению, ловушки включались слишком часто - примерно раз в месяц, что выглядело весьма странно. Некоторые учёные считают, что хотя опыты Вебера и полученные им результаты интересны, но они недостаточно надёжны. По этой причине многие относятся весьма скептически к идее детектирования гравитационных волн (эксперименты по детектированию гравитационных волн, аналогичные опытам Вебера, позднее были проверены в ряде других лабораторий и не подтвердили результатов Вебера. В настоящее время считается, что опыты Вебера ошибочны). Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры. Он также допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием сингулярности, то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта. Последние условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже может появиться в каком-либо другом месте нашей собственной Вселенной. Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте может случиться со Вселенной. Общепризнано, что мы живём в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной.

Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными. Значение главной последовательности заключается в том, что большинство обычных звёзд оказываются нормальными, то есть лишёнными каких-либо особенностей. Мы вправе ожидать, что эти звёзды подчиняются определённым зависимостям, подобным, например, упомянутой главной последовательности. Большинство звёзд оказываются на этой наклонной линии - главной последовательности, потому, что звезда может прийти на эту линию всего лишь за несколько сотен тысяч лет, а покинув её, прожить ещё несколько сотен миллионов лет, большинство звёзд заведомо остаётся на главной последовательности в течение миллиардов лет. Рождение и смерть - ничтожно малые мгновенья в жизни звезды. Наше Солнце, являющееся обычной звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5-6 млрд. лет и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, так как звёзды с такой массой и таким химическим составом, как у Солнца, живут 10-12 млрд. лет. Звёзды много меньшей массы находятся на главной последовательности примерно 50 млрд. лет. Если же масса звезды в 30 раз превосходит солнечную, то время её пребывания на главной последовательности составит всего около 1 млн. лет. Вернёмся к рассмотрению процессов, происходящих при рождении звезды: она продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры. Температура ползёт вверх, и вот огромный газовый шар начинает светиться, его уже можно наблюдать на фоне тёмного ночного неба как тусклый красноватый диск. Значительная доля энергии его излучения по-прежнему приходится на инфракрасную область спектра. Но это ещё не звезда. По мере того как вещество протозвезды уплотняется, оно всё быстрее падает к центру, разогревая ядро звезды до всё более высоких температур. Наконец температура достигает 10 млн. К, и тогда начинают протекать термоядерные реакции - источник энергии всех звёзд во Вселенной. Как только термоядерные процессы включаются в действие, космическое тело превращается в полноценную звезду. Сжимаясь, пыль и газ образуют протозвезду; её вещество представляет собой типичный образец вещества окружающей нас части космического пространства. Говоря об образце вещества Вселенной, мы подразумеваем, что этот кусочек межзвёздной среды на 89% состоит из водорода, на 10% -из гелия; такие элементы, как кислород, азот, углерод, неон и т.п. составляют в нём менее 1%, а все металлы, вместе взятые, - не более 0,25%. Таким образом, звезда в основном состоит из тех элементов, которые чаще всего встречаются во Вселенной. И поскольку богаче всего во Вселенной представлен водород, то, конечно, любые термоядерные реакции должны протекать с его участием. Кое-где встречаются уголки космического пространства с повышенным содержанием тяжёлых элементов, но это лишь местные аномалии - остатки давних звёздных взрывов, разбросавших и рассеявших в окрестности тяжёлые элементы. Мы не будем останавливаться на таких аномальных областях с повышенной концентрацией тяжёлых элементов, а сосредоточим внимание на звёздах, состоящих в основном из водорода. проект "Астрогалактика" От белых карликов до черных дыр (2-я часть) http: //galspace. spb.ru/indvop. file/13.html

После исчерпания запасов ядерного горючего достаточно массивные звезды (M > 2,5M) должны катастрофически сжиматься "в точку", так как никакая сила уже не может противодействовать сжимающей такую звезду силе гравитации. В принципе, конечно, такая звезда может на заключительной фазе своей эволюции сбросить (например, во время взрыва, приводящего к образованию сверхновой)"лишнюю" массу, и тогда катастрофически сжимающаяся звезда "застабилизируется" как нейтронная. Трудно, однако, ожидать, чтобы звезда на этой фазе эволюции "точно знала", сколько ей надо сбросить массы, чтобы катастрофического сжатия в точку не произошло. Во всяком случае, не видно причин, почему бы не существовали достаточно массивные звезды, которые в конце своей эволюции неограниченно сжимались бы. Так как во время гравитационного коллапса механическое равновесие звезды нарушается резко (т.е. сила тяготения на конечную величину превосходит силу, вызванную перепадом газового давления), то сжатие звезды происходит практически со скоростью свободного падения. Через время t1 < 1/p 6рGс звезда сожмется достаточно сильно для того, чтобы гравитационный потенциал стал таким большим, что необходимость учета поправок общей теории относительности становится очевидной. Если, например, средняя плотность звезды при начале коллапса < 106 г/см 3 (что близко к плотности изотермического вырожденного ядра у проэволюционировавшей звезды), то t1 < 1 с. Задача о характере поля тяготения в сферически-симметричном случае с учетом эффектов общей теории относительности сразу же после опубликования классической работы Эйнштейна была точно решена выдающимся немецким астрофизиком К. Шварцшильдом (отцом ныне здравствующего профессора М. Шварцшильда, так много сделавшего для теории эволюции звезд). Пользуясь решением К. Шварцшильда, можно найти зависимость радиуса коллапсирующей звезды от времени так, как это представляется по часам "внешнего" (например, земного) наблюдателя: r = rg + (r1 ? rg) e?c (t?t1) 2rg, (24.1), где rg = 2GM/c, 2 - так называемый "гравитационный радиус", а сфера радиуса rg называется "сферой Шварцшильда". Заметим, что для Солнца rg = 2,96 км, а для Земли rg = 0,44 см, r1 - радиус звезды в момент t1, причем в формуле (24.1) предполагается, что (r1 ? rg) rg. Напомним, что радиусы нейтронных звезд только в несколько раз больше их гравитационного радиуса. Применение решения К. Шварцшильда к проблеме коллапса невращающейся звезды вполне законно, так как мы можем рассматривать движение каждой точки на поверхности коллапсирующей звезды как свободное падение в сферически-симметричном поле тяготения. Из формулы (27), таким образом, следует, что с точки зрения внешнего наблюдателя при приближении r к rg скорость сжатия асимптотически замедлится практически до нуля. Внешний наблюдатель никогда не зафиксирует переход сжимающейся звезды под сферу Шварцшильда - ведь по его часам для этого сжимающейся звезде потребуется бесконечно большое время. А между тем воображаемый наблюдатель, находящийся на сжимающейся звезде и коллапсирующий вместе с ней, никаких особенностей, связанных с пересечением сферы Шварцшильда, не заметит. По его часам пройдут считанные секунды, в течение которых звезда и он сам сожмутся в точку. Здесь эффекты общей теории относительности проявляют себя самым разительным образом. Грубо говоря, смысл этих эффектов состоит в том, что в очень сильном гравитационном поле скорость течения всех процессов (по часам внешнего наблюдателя) крайне замедляется.

С точки зрения внешнего наблюдателя в процессе гравитационного коллапса светимость звезды при приближении ее радиуса к гравитационному будет катастрофически быстро падать. Это падение светимости обусловлено совместным действием гравитационного красного смещения, эффекта Доплера и аберрации света. На основе теории К. Шварцшильда можно получить следующее выражение для зависимости светимости коллапсирующей звезды от времени:

L = L0e? 2c3v3rg (t?t1). (24.2)

В пределе при t > ? светимость L > 0, так же как и частота излучения. Для наблюдателя же, связанного с коллапсирующей звездой, светимость (по его часам!) может даже расти. С точки зрения же внешнего наблюдателя коллапсирующая звезда практически перестанет излучать и прекратит свое сжатие у r < rg за время (по его часам!) < rg/c, т.е. < 10?5с. Сказанное относится не только к фотонному, но и к нейтринному излучению коллапсирующей звезды. Как показал В.Л. Гинзбург, магнитное поле коллапсирующей звезды при r > rg также как бы исчезает для внешнего наблюдателя.

Таким образом, для внешнего наблюдателя за очень короткое время < 10?5 с коллапсирующая звезда как бы "пропадает". Такой объект получил весьма образное название "черной дыры". Никакое излучение - фотонное, нейтринное или корпускулярное, - из такой "дыры" уже не выходит. Единственное, что остается от этой звезды для внешнего мира, - это ее гравитационное поле, определяемое массой. Если, например, в двойной системе одна из компонент сколлапсирует, то это ничуть не отразится на движении второй компоненты.

Учет вращения звезды осложняет картину гравитационного коллапса, но качественно ее не меняет. Следует, однако, подчеркнуть, что никакое вращение не может предотвратить коллапс. Конечной стадией эволюции достаточно массивных объектов после исчерпания запасов ядерной энергии должен быть коллапс. Шкловский И. Звезды: их рождение, жизнь и смерть Новгород: Наука, - 306 с. 1984г.

Размещено на Allbest.ru

...