Белые карлики

Природа белых карликов как «мертвых звезд" стала достаточно понятной после опубликования работы Чандрасекара в начале 1930-х годов. И термоядерная «печка», что поддерживает структуру обычных звезд, не может обеспечить устойчивость внешних слоев белого карлика по той причине, что в них уже исчерпан все топливо. Для понимания того механизма, поддерживающего структуру белого карлика, рассмотрим вещество в сердцевине звезды, находится в состоянии коллапса. Со временем звезда испытывает все большее сжатие, давление и плотность становятся настолько большими, что все атомы полностью "раздавливаются". В результате появляется множество свободных электронов, в которых «плавают ядра". Каждому электрону присущ спин, вследствие чего его поведение подчиняется важном закона природы под названием принципа запрета Паули. Согласно этого запрета два электрона одновременно не могут занимать одно и то же место, если их скорости и спины одинаковы. Когда умирающая звезда сжимается, то электроны также испытывают такого сильного сжатия, в конце концов заполняются все вакансии возможного розташуванняй скоростей электронов. Как только это произошло, электроны начинают с большой силой влиять друг на друга, противодействуя дальнейшему сжатию умирающей звезды. Таким образом, возникает давление вырожденных электронов, который предотвращает неограниченному сжатию (коллапса) белого карлика.

Белые карлики известны астрономам уже на протяжении многих лет. Они настолько привычные, относительно недавних пор считались конечным состоянием всех умирающих звезд.

Выполнив подробные расчеты структуры белых карликов, Чандрасекар сделал интересное открытие: для массы как важнейшей физической характеристики белых карликов существует строгая верхняя граница. Давление вырожденных электронов способен поддерживать вещество мертвой звезды лишь в том случае, если ее масса не превышает 1,25 массы Солнца. Если же масса умирающей звезды существенно превышает 1,25 солнечной, то даже мощных сил взаимодействия между вырожденными электронами недостаточно для того, чтобы противостоять сокрушительному давления верхних слоев звезды. Эта критическая черта массы - 1,25 массы Солнца - называется пределом Чандрасекара.

Пульсары и нейтронные звезды

В конце 1967г. группа радиоастрономов из Кембриджского университета, проводя свои наблюдения, обнаружила, что их радиотелескоп зафиксировал необычные сигналы - короткие импульсы радиошума, идущие друг за другом с интервалом около одной секунды.

Сначала предположили, что это сигналы от запущенного кем спутника, затем начали подозревать, что наконец удалось принять сигналы от внеземной цивилизации. Вскоре было открыто еще три пульсирующих радиоисточников, которые получили название "пульсаров".

В наше время природа пульсаров и нейтронных звезд трактуется так: к концу жизни звезды, когда исчерпывается все ядерное топливо, содержащийся в ней, звезда прекращает свое существование одним из нескольких способов. Звезда с малой массой просто сжимается и превращается в белого карлика. Звезда со средней массой также может превратиться в белого карлика, сбросив значительную часть своего вещества; при этом может образоваться планетарная туманность. Звезды с массами от 1,5 до 2,25 солнечных масс становятся нейтронными, а наиболее массивные превращаются в черные дыры.

У1934 году Бааде и Цвикки выяснили, что могло бы происходить с мертвыми звездами, масса которых составляет от 1,5 до 2 масс Солнца. Так как давление вырожденных электронов недостаточно, чтобы остановить сжатие, звезда становится все меньше и меньше. Давление и плотность растут, пока электрон не подавятся внутрь атомных ядер, из которых состоит звезда. Отрицательно заряженные электроны, соединяясь с положительно заряженными протонами, превращаются в нейтроны. Со временем, когда вся звезда становится по составу нейтронной, принцип запрета Паули снова начинает играть важную роль. Силы взаимодействия между нейтронами вызывают появление давления вырожденных нейтронов. Этот новый, еще более сильное давление способен остановить сжатие звезды и приводит к появлению нового объекта - нейтронной звезды.

В 1054 году астрономы Древнего Китая отметили появление на небе "звезды-гости" в созвездии Тельца. Яркость этой новой звезды была столь велика, что ее можно было увидеть в солнечный день. Затем она стала ослабевать и вскоре стала совсем невидимой для невооруженного глаза; '

Когда современные астрономы направили свои телескопы на то место неба, где согласно древним хроникам появилась "звезда-гостья», они нашли замечательную Крабовидную туманность - свидетельство взрыва сверхновой.

В 1968 г.. На астрономов ждала новая радость: было обнаружено пульсар, расположенный как раз посередине Крабовидной туманности. Импульсы радиоизлучения приходят от него примерно ЗО раз в секунду. Это открытие дало повод для предположения, что умирающие звезды каким-то образом связаны с пульсарами.

Практически все звезды вращаются - и все они, вероятно, имеют магнитные поля. В обычных условиях оба свойства достаточно несущественными. Например, Солнце делает один оборот вокруг своей оси примерно за месяц. К тому же его магнитное поле достаточно слабое. Однако если Солнце или подобного ему звезда станет сжиматься до размеров нейтронной звезды, то оба эти свойства приобретают исключительно важное значение. Чтобы понять причину этого, представим себе фигуристку, которая выполняет пируэт на поверхности льда. Прижимая к себе руки ,, фигуристка увеличивает скорость вращения. Это - прямое следствие закона сохранения момента импульса. Аналогично, если большая звезда сжимается до малого объема, то скорость ее вращения стремительно растет.

Когда звезда очень велика, ее магнитное поле распределяется по большой площади, поэтому напряженность поля незначительна. Однако, умирая, звезда уменьшается в размерах. То магнитное поле, сначала были распределены на большой площади, сосредоточивается на нескольких сотнях квадратных километров. Напряженность поля в результате этого увеличивается. Если бы Солнце подверглось сжатия до размеров нейтронной звезды, то напряженность его магнитного поля увеличилась 6 в миллиард раз.

Итак, сама нейтронная звезда очень мала - 15-20 км в диаметре. Скорость ее вращения чрезвычайно велика. Нейтронная звезда состоит из тяжелых, устойчивых элементарных частиц - нейтронов и гиперонов. Строение нейтронной звезды необычная. Под тонкой плазменной оболочкой является твердая кора, прочность которой намного больше от прочности стали. Иногда она по разным причинам испытывает сотрясений, что позволяет астрономам употреблять термин "зиркотрус". Глубже, под твердой корой, находится слой из сверхпроводящей и сверхтекучей жидкости, который состоит из протонов и нейтронов. Ядро нейтронной звезды при температуре около одного миллиарда градусов имеет плотность 1015 г / см3.

Хотя в недрах звезды содержатся преимущественно нейтроны, однако на ее поверхности много заряженных частиц. Когда эти заряженные частицы попадают в зону действия сильных магнитных полей у северного и южного магнитных полюсов звезды, они ускоряются и излучают магнитные волны значительной интенсивности в виде двух пучков. Так как звезда вращается, то эти два пучка излучения должны кружить по небу. Периодически такой прожектор вроде освещает Землю. Излучение нейтронной звезды астрономы фиксируют как колебания с очень коротким периодом. В таких случаях нейтронные звезды называют пульсарами. В настоящее время известно уже более ста пятидесяти пульсаров.

Судьба пульсара похожа на судьбу других звезд. Постепенно вращения пульсара замедляется; энергия, которую он излучал, рассеивается безвозвратно в просторное и жизнь звезды заканчивается естественной смертью - полным истощением всех видов внутренней энергии.

 
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   След >