Физика, техника, интеллект саратов 2009
ПРИЛОЖЕНИЯ П.1. Тексты по астрофизике и космологии
жүктеу/скачать 2.8 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- П.1.1. Нейтронная звезда 44
- П.1.2. Новая звезда 45
- П.1.3. Пульсар 46
- П.1.4. Сверхновая звезда 47
- П.1.5. Черная дыра 48
- П.1.6. Гравитационный коллапс 49
ПРИЛОЖЕНИЯП.1. Тексты по астрофизике и космологииВ приложении даны в алфавитном порядке некоторые понятия и пояснения к ним, связанные с разделом 5 пособия (Физика мегамира). П.1.1. Нейтронная звезда44Звезда, в основном состоящая из нейтронов. Нейтрон – это нейтральная субатомная частица, одна из главных составляющих вещества. Гипотезу о существовании нейтронных звезд выдвинули астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки сразу после открытия нейтрона в 1932. Но подтвердить эту гипотезу наблюдениями удалось лишь после открытия пульсаров в 1967. Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса нормальных звезд с массами в несколько раз больше солнечной. Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра, т.е. в 100 млн. раз выше плотности обычного вещества. Поэтому при своей огромной массе нейтронная звезда имеет радиус всего около 10 км. Из-за малого радиуса нейтронной звезды сила тяжести на ее поверхности чрезвычайно велика: примерно в 100 млрд. раз выше, чем на Земле. От коллапса эту звезду удерживает «давление вырождения» плотного нейтронного вещества, не зависящее от его температуры. Однако если масса нейтронной звезды станет выше примерно 2 солнечных, то сила тяжести превысит это давление и звезда не сможет противостоять коллапсу. У нейтронных звезд очень сильное магнитное поле, достигающее на поверхности 1012–1013 Гс (для сравнения: у Земли около 1 Гс). С нейтронными звездами связывают небесные объекты двух разных типов.
При еще более высоких плотностях в нейтронной звезде образуются наиболее необычные формы вещества. Может быть, нейтроны и протоны распадаются на еще более мелкие частицы – кварки; возможно также, что рождается много пи-мезонов, которые образуют так называемый пионный конденсат. П.1.2. Новая звезда45Переменная звезда, демонстрирующая вспышку или очень быстрое усиление блеска, за которым следует его медленное ослабление вплоть до полного угасания. Новые звезды относятся к большому классу звезд, называемых катаклизмическими переменными. Древние астрономы использовали термин «новые» для обозначения небесных объектов, которые до вспышки не были видны невооруженным глазом. Все вспыхнувшие звезды, как «новые», так и «сверхновые», они называли «новыми звездами» (nova stella – лат.). Во время вспышки сверхновой вся термоядерная энергия звезды внезапно высвобождается. Звезда, испытавшая взрыв как сверхновая, полностью меняется: от нее остается либо черная дыра, либо нейтронная звезда, либо вообще ничего. В последнем случае звезда буквально разлетается и прекращает существование. Вспышка. Вспышка новой – одно из наиболее драматических событий в астрономии. Новая, вспыхнувшая в 1975 в созвездии Лебедя, почти достигла яркости Денеба (ярчайшей звезды в Лебеде) и сохраняла такую яркость около трех суток. Хотя блеск большинства новых усиливается примерно в миллион раз, блеск этого необычного объекта усилился в 100 млн. раз. Новые достигают максимального блеска за несколько часов и находятся в стадии максимума различное время. «Быстрые» новые сохраняют максимальный блеск от нескольких часов до 1–2 суток, а затем быстро ослабевают. «Медленные» новые не так быстро усиливают свой блеск, дольше находятся в максимуме и гораздо медленнее гаснут. Например, Новая Геркулеса 1934 находилась в максимуме блеска почти три месяца, затем быстро ослабела в течение месяца, после чего немного усилила свой блеск и продолжила медленное ослабление в течение нескольких лет. Другая очень медленная новая вспыхнула в Дельфине в 1967 и находилась в стадии максимального блеска почти год. Быстрое ослабление и последующее небольшое усиление блеска Новой Геркулеса 1934 и других подобных новых говорит об образовании малых твердых частичек в веществе, выброшенном звездой при взрыве. Эти частички конденсируются в микроскопические углеродные зернышки, поглощающие свет. Эволюция спектра новой звезды во время вспышки сложна и интересна Спектры, полученные в период усиления блеска, показывают, что расширяющиеся слои газа сохраняют высокую температуру (40 000–50 000 К). В момент достижения максимума блеска температура газа падает до 10 000 К, а спектр лишь немного отличается от спектров обычных звезд. У быстрых новых линии поглощения углерода, азота и кислорода довольно сильные и вначале смещены только в коротковолновую область. Из этого следует, что наблюдаемое вещество движется в направлении Земли со скоростью несколько сотен и тысяч километров в секунду. Сразу после максимума блеска расширяющееся облако газа становится прозрачным, позволяя астрономам видеть не только приближающиеся, но и удаляющиеся его части: облако расширяется во все стороны от центрального объекта. В спектре появляются широкие и яркие эмиссионные линии водорода и других элементов. Анализ спектров показывает, что примерно 0,001% массы звезды (что составляет от 10 до 100 масс Земли) выбрасывается в пространство и что состав вещества сильно отличается от того, который наблюдается в атмосфере Солнца. По отношению к содержанию водорода отмечается очень много гелия, а также углерода, азота, кислорода и иногда неона. Существует корреляция между скоростью вспышки и степенью избытка этих элементов: быстрые новые выбрасывают больше углерода, азота и кислорода, чем медленные. Через несколько лет на месте вспышки новой можно наблюдать расширяющееся облако. Полная энергия такой вспышки (т.е. энергия излучения плюс кинетическая энергия выброшенной оболочки), равна энергии термоядерного синтеза гелия из водорода с массой, равной массе Земли. Системы новых. Наблюдения при помощи больших телескопов показали, что катаклизмические переменные состоят из двух звезд – главной звезды и спутника, обращающихся вокруг общего центра масс под действием взаимного притяжения. Обычно спутником служит звезда размером с Солнце. Главной звездой является маленький и горячий белый карлик: его масса близка к солнечной, а радиус примерно равен земному. Это означает, что его плотность очень велика – в несколько миллионов раз выше плотности воды (наперсток такого вещества весит более тонны). Белые карлики являются последней стадией эволюции звезд типа Солнца. Наличие белого карлика в двойной системе указывает на ее большой возраст (один из компонентов системы имел достаточно времени, чтобы дойти до конца своей эволюции). Эволюция звезд типа Солнца начинается с медленного превращения водорода в гелий в ядре звезды. Примерно через 10 млрд. лет, когда ядро становится полностью гелиевым, внешние слои звезды расширяются, и она превращается в красный гигант (Солнце на этой стадии эволюции увеличится так, что выйдет за пределы орбиты Земли). В ходе дальнейшей эволюции гелий превращается в углерод, кислород и, возможно, неон. Ядро звезды становится все более плотным, а внешние слои расширяются все больше, пока не рассеются в пространстве. В этот момент вокруг звезды образуется газовая оболочка, расширяющаяся в пространство и называемая «планетарной туманностью». В ядре звезды, ставшем белым карликом, термоядерные реакции больше не происходят. Подобный ход эволюции должна была бы пройти и главная звезда в системе катаклизмической переменной. Но, поскольку она обращается вокруг другой звезды, ее размер не может превысить расстояния до звезды-спутника. Когда внешние слои главной звезды расширяются, спутник попадает в них, тормозится, и две звезды начинают медленно по спирали сближаться. Это продолжается до тех пор, пока главная звезда не сбросит оболочку и не станет белым карликом. Астрономам удалось обнаружить короткопериодические затменные двойные звезды, окруженные такими расширяющимися облаками газа. В конце этой стадии эволюции спутник еще не изменяется, а главная звезда, сбросив оболочку, медленно остывает. Она состоит из углеродно-кислородного ядра, окруженного тонким слоем гелия. Продолжая эволюционировать, спутник в конце концов тоже достигает стадии расширения. Его внешние слои распухают до такой степени, что белый карлик начинает сдирать со спутника оболочку и притягивать ее к себе. Оседающий на его поверхность газ образует все более толстый слой, основание которого сжимается и нагревается, пока не достигнет температуры термоядерного возгорания. Поскольку падающее со спутника вещество в основном содержит водород, оболочка белого карлика становится готова к взрыву. Причина вспышки. После многих лет аккреции нижняя часть водородного слоя становится не только горячей и плотной, но и «вырожденной»; этот термин означает, что атомы и электроны в газе так сжаты, что ведут себя как в металле. Такой газ при нагревании не расширяется. Когда начинаются термоядерные реакции, газ быстро нагревается, и скорость реакций от этого возрастает – происходит взрыв. Скорость и мощность взрыва зависят от химического состава оболочки. Если в ней преобладают водород и гелий, то взрыв происходит медленно. Но если в оболочке много углерода и кислорода, то реакция синтеза с участием водорода, углерода, азота и кислорода идет быстрее: углерод играет в ней роль катализатора. Чем больше углерода, тем интенсивнее и мощнее взрыв. Это теоретическое предсказание, сделанное в начале 1970-х годов, подтвердилось наблюдениями химического состава оболочек, сброшенных медленными и быстрыми новыми звездами. Карликовые новые. При вспышке карликовой новой ее светимость за несколько часов возрастает примерно в 100 раз и сохраняется в этом состоянии несколько суток. Причиной такой относительно слабой вспышки считается не термоядерный взрыв, а нерегулярность аккреции вещества нормальной звезды на белый карлик. Возможно, звезда теряет вещество порциями, а может быть, газ накапливается в аккреционном диске, а затем порциями попадает на поверхность белого карлика. Изучение таких вспышек позволяет понять детали процесса аккреции вещества. П.1.3. Пульсар46Астрономический объект, испускающий мощные, строго периодические импульсы электромагнитного излучения в основном в радиодиапазоне. Энергия, излучаемая в импульсах, составляет лишь малую долю его полной энергии. Почти все известные пульсары находятся в нашей Галактике. У каждого пульсара свой период пульсаций; они лежат в диапазоне от 640 импульсов в секунду до одного импульса каждые 5 с. Периоды большинства пульсаров составляют от 0,5 до 1 с. Точные измерения показывают, что обычно период между импульсами возрастает на одну миллиардную долю секунды в сутки; как раз этого следует ожидать при замедлении вращения звезды, теряющей энергию в процессе излучения. Открытие пульсаров в 1967 было большой неожиданностью, поскольку такие явления не предсказывались ранее. Вскоре стало ясно, что это явление связано либо с радиальными пульсациями, либо с вращением звезд. Но ни обычные звезды, ни даже белые карлики не могут естественным образом пульсировать с такой высокой частотой. Не могут они и вращаться так быстро – центробежная сила разорвет их. Это может быть только очень плотное тело, состоящее из вещества, предсказанного Л.Д. Ландау и Р. Оппенгеймером в 1939. В этом веществе ядра атомов вплотную прижаты друг к другу. Сжать вещество до такой степени может только гигантская сила тяжести, которой обладают лишь очень массивные тела, такие, как звезды. При огромной плотности ядерные реакции превращают большинство частиц в нейтроны, поэтому такие тела называют нейтронными звездами. Обычные звезды, такие, как Солнце, состоят из газа со средней плотностью чуть больше, чем у воды. Белый карлик с такой же массой, но диаметром около 10 000 км имеет в центре плотность около 40 т/см3. У нейтронной звезды масса тоже близка к солнечной, но ее диаметр всего около 30 км и плотность около 200 млн. т/см3. Если бы до такой плотности сжать Землю, то ее диаметр составил бы около 300 м; при такой плотности все человечество уместилось бы в наперстке. По-видимому, нейтронная звезда может образоваться из центральной части массивной звезды в момент ее взрыва как сверхновой. При таком взрыве оболочка массивной звезды сбрасывается, а ядро сжимается в нейтронную звезду. Наиболее детально исследован мощный пульсар PSR 0531 + 21, расположенный в Крабовидной туманности. Эта нейтронная звезда делает 30 оборотов в секунду и ее вращающееся магнитное поле с индукцией 1012 Гс «работает» как гигантский ускоритель заряженных частиц, сообщая им энергию до 1020 эВ, что в 100 млн. раз больше, чем в самом мощном ускорителе на Земле. Полная мощность излучения этого пульсара в 100 000 раз выше, чем у Солнца. Менее 0,01% этой мощности приходится на радиоимпульсы, около 1% излучается в виде оптических импульсов и около 10% – в виде рентгеновского излучения. Оставшаяся мощность, вероятно, приходится на низкочастотное радиоизлучение и высокоэнергичные элементарные частицы – космические лучи. Длительность радиоимпульса у типичного пульсара составляет всего 3% интервала времени между импульсами. Последовательно приходящие импульсы сильно отличаются друг от друга, но средняя (обобщенная) форма импульса у каждого пульсара своя и сохраняется в течение многих лет. Анализ формы импульсов показал много интересного. Обычно каждый импульс состоит из нескольких субимпульсов, которые «дрейфуют» вдоль среднего профиля импульса. У некоторых пульсаров форма среднего профиля может внезапно меняться, переходя от одной устойчивой формы к другой; каждая из них сохраняется в течение многих сотен импульсов. Иногда мощность импульсов падает, а затем восстанавливается. Такое «замирание» может длиться от нескольких секунд до нескольких суток. При подробном анализе у субимпульсов обнаруживается тонкая структура: каждый импульс состоит из сотен микроимпульсов. Область излучения такого микроимпульса на поверхности пульсара имеет размер менее 300 м. При этом мощность излучения сравнима с солнечной. Механизм действия пульсара. Пока существует лишь приближенная картина действия пульсара. Его основой служит вращающаяся нейтронная звезда с мощным магнитным полем. Вращающееся магнитное поле захватывает вылетающие с поверхности звезды ядерные частицы и ускоряет их до очень высоких энергий. Эти частицы испускают электромагнитные кванты в направлении своего движения, формируя вращающиеся пучки излучения. Когда пучок оказывается направленным на Землю, мы принимаем импульс излучения. Не совсем ясно, почему эти импульсы имеют столь четкую структуру; возможно, лишь небольшие области поверхности нейтронной звезды выбрасывают частицы в магнитное поле. Частицы максимально высокой энергии не могут быть ускорены по отдельности; по-видимому, они образуют пучки, содержащие, возможно, 1012 частиц, которые ускоряются как единая частица. Это помогает понять и резкие границы импульсов, каждый из которых, вероятно, связан с отдельным пучком частиц. Открытие. Первый пульсар открыли случайно в 1967 астрономы Кембриджского университета Дж. Белл и Э. Хьюиш. Испытывая новый радиотелескоп с аппаратурой для регистрации быстропеременного космического излучения, они неожиданно обнаружили цепочки импульсов, приходящих с четкой периодичностью. Первый пульсар имел период 1,3373 с и длительность импульса 0,037 с. Ученые назвали его CP 1919, что значит «кембриджский пульсар» (Cambridge Pulsar), имеющий прямое восхождение 19 ч 19 мин. К 1997 усилиями всех радиоастрономов мира было открыто более 700 пульсаров. Исследование пульсаров проводится с помощью крупнейших телескопов, поскольку для регистрации коротких импульсов необходима высокая чувствительность. Строение пульсара. Нейтронные звезды имеют жидкое ядро и твердую кору толщиной ок. 1 км. Поэтому по структуре пульсары больше напоминают планеты, чем звезды. Быстрое вращение приводит к некоторой сплюснутости пульсара. Излучение уносит энергию и момент импульса, что вызывает торможение вращения. Однако твердая кора не позволяет пульсару постепенно становиться сферическим. По мере замедления вращения в коре накапливаются напряжения и наконец она ломается: звезда скачкообразно становится чуть более сферической, ее экваториальный радиус уменьшается (всего на 0,01 мм), а скорость вращения (в результате сохранения момента) немного возрастает. Затем вновь следует постепенное замедление вращения и новое «звездотрясение», приводящее к скачку скорости вращения. Так, изучая изменения периодов пульсаров, удается многое узнать о физике твердой коры нейтронных звезд. В ней происходят тектонические процессы, как в коре планет, и, возможно, образуются свои микроскопические горы. Двойные пульсары. Пульсар PSR 1913+16 стал первым, обнаруженным в двойной системе. Его орбита сильно вытянута, поэтому он очень близко подходит к своему соседу, который может быть только компактным объектом – белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой. Высокая стабильность импульсов пульсара позволяет по доплеровскому смещению частоты их прихода очень точно изучать его орбитальное движение. Поэтому двойной пульсар был использован для проверки выводов общей теории относительности, согласно которой большая ось его орбиты должна поворачиваться в год примерно на 4; именно это и наблюдается. Известно несколько десятков двойных пульсаров. Открытый в 1988 пульсар в двойной системе совершает 622 оборота в секунду. Его сосед с массой всего 2% солнечной, вероятно, был когда-то нормальной звездой. Но пульсар заставил его «похудеть», часть массы перетянув на себя, а часть – испарив и «сдув» в космическое пространство. Скоро пульсар окончательно уничтожит соседа и останется в одиночестве. Видимо, этим можно объяснить тот факт, что подавляющее число пульсаров – одиночки, тогда как не менее половины нормальных звезд входит в двойные и более сложные системы. Расстояние до пульсаров. Проходя от пульсара до Земли, радиоволны преодолевают межзвездную среду; взаимодействуя в ней со свободными электронами, они замедляются – чем больше длина волны, тем сильнее замедление. Измерив задержку длинноволнового импульса относительно коротковолнового (которая достигает нескольких минут) и зная плотность межзвездной среды, можно определить расстояние до пульсара. Как показывают наблюдения, в среднем в межзвездной среде приходится около 0,03 электрона на кубический сантиметр. Основанные на этой величине расстояния до пульсаров в среднем составляют несколько сотен световых лет. Но есть и более удаленные объекты: упомянутый выше двойной пульсар PSR 1913+16 удален на 18 000 св. лет. П.1.4. Сверхновая звезда47Взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла. Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика – звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С. Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. В спектрах сверхновых II типа наблюдаются линии водорода. Поэтому считают, что это результат взрыва нормальных звезд с внешними слоями, богатыми водородом. Излучение звезд обусловлено термоядерными реакциями, происходящими в их центральной части. Эти реакции разогревают звездное вещество, увеличивая давление на внешние слои и удерживая звезду от коллапса под действием собственной гравитации. Постепенно топливо в центре звезды истощается, и у нее образуется ядро, лишенное источника тепла. Если исходная масса звезды превышает массу Солнца более чем в 10 раз, то масса ее ядра может превысить предел Чандрасекара и оно стремительно коллапсирует, сбрасывая при этом внешние слои звезды в виде взрыва сверхновой. Само ядро может после этого стать нейтронной звездой – маленьким сверхплотным объектом, состоящим в основном из нейтронов. Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино – элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т. Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет. В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе – процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет.
Область в пространстве, возникшая в результате полного гравитационного коллапса вещества, в которой гравитационное притяжение так велико, что ни вещество, ни свет, ни другие носители информации не могут ее покинуть. Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие внутри черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. Черная дыра окружена поверхностью со свойством однонаправленной мембраны: вещество и излучение свободно падает сквозь нее в черную дыру, но оттуда ничто не может выйти. Эту поверхность называют «горизонтом событий». Поскольку до сих пор имеются лишь косвенные указания на существование черных дыр на расстояниях в тысячи световых лет от Земли, наше дальнейшее изложение основывается главным образом на теоретических результатах. Черные дыры, предсказанные общей теорией относительности (теорией гравитации, предложенной Эйнштейном в 1915) и другими, более современными теориями тяготения, были математически обоснованы Р. Оппенгеймером и Х. Снайдером в 1939. Но свойства пространства и времени в окрестности этих объектов оказались столь необычными, что астрономы и физики в течение 25 лет не относились к ним серьезно. Однако астрономические открытия в середине 1960-х годов заставили взглянуть на черные дыры как на возможную физическую реальность. Их открытие и изучение может принципиально изменить наши представления о пространстве и времени.
Если астроном будет наблюдать звезду в момент ее превращения в черную дыру, то сначала он увидит, как звезда все быстрее и быстрее сжимается, но по мере приближения ее поверхности к гравитационному радиусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом приходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Это происходит потому, что в борьбе с гигантской силой тяжести свет теряет энергию и ему требуется все больше времени, чтобы достичь наблюдателя. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, астроном никогда не дождется этого момента и тем более не увидит того, что происходит со звездой под горизонтом событий. Но теоретически этот процесс исследовать можно. Расчет идеализированного сферического коллапса показывает, что за короткое время звезда сжимается в точку, где достигаются бесконечно большие значения плотности и тяготения. Такую точку называют «сингулярностью». Более того, общий математический анализ показывает, что если возник горизонт событий, то даже несферический коллапс приводит к сингулярности. Однако все это верно лишь в том случае, если общая теория относительности применима вплоть до очень маленьких пространственных масштабов, в чем мы пока не уверены. В микромире действуют квантовые законы, а квантовая теория гравитации пока не создана. Ясно, что квантовые эффекты не могут остановить сжатие звезды в черную дыру, а вот предотвратить появление сингулярности они могли бы. Современная теория звездной эволюции и наши знания о звездном населении Галактики указывают, что среди 100 млрд. ее звезд должно быть порядка 100 млн. черных дыр, образовавшихся при коллапсе самых массивных звезд. К тому же черные дыры очень большой массы могут находиться в ядрах крупных галактик, в том числе и нашей. Как уже отмечалось, в нашу эпоху черной дырой может стать лишь масса, более чем втрое превышающая солнечную. Однако сразу после Большого взрыва, с которого ок. 15 млрд. лет назад началось расширение Вселенной, могли рождаться черные дыры любой массы. Самые маленькие из них в силу квантовых эффектов должны были испариться, потеряв свою массу в виде излучения и потоков частиц. Но «первичные черные дыры» с массой более 1015 г могли сохраниться до наших дней. Все расчеты коллапса звезд делаются в предположении слабого отклонения от сферической симметрии и показывают, что горизонт событий формируется всегда. Однако при сильном отклонении от сферической симметрии коллапс звезды может привести к образованию области с бесконечно сильной гравитацией, но не окруженной горизонтом событий; ее называют «голой сингулярностью». Это уже не черная дыра в том смысле, как мы обсуждали выше. Физические законы вблизи голой сингулярности могут иметь весьма неожиданный вид. В настоящее время голая сингулярность рассматривается как маловероятный объект, тогда как в существование черных дыр верит большинство астрофизиков. Свойства черных дыр. Для стороннего наблюдателя структура черной дыры выглядит чрезвычайно простой. В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды (по часам удаленного наблюдателя) все ее внешние особенности, связанные с неоднородностью исходной звезды, излучаются в виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра «забывает» всю информацию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и электрического заряда. Изучая черную дыру, уже невозможно узнать, состояла ли исходная звезда из вещества или антивещества, имела ли она форму сигары или блина и т.п. В реальных астрофизических условиях заряженная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стационарный объект либо будет невращающейся «шварцшильдовой черной дырой», которая характеризуется только массой, либо вращающейся «керровской черной дырой», которая характеризуется массой и моментом импульса. Единственность указанных выше типов стационарных черных дыр была доказана в рамках общей теории относительности В. Израэлем, Б. Картером, С. Хокингом и Д. Робинсоном. Согласно общей теории относительности, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с определенной частотой колебаний, количество которых между двумя событиями можно назвать «интервалом времени». Замечательно, что гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки – что пространство растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем предсказывает ньютонова теория. Любое тело, падающее на черную дыру, задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра. Черная дыра всегда готова поглотить вещество или излучение, увеличив этим свою массу. Ее взаимодействие с окружающим миром определяется простым принципом Хокинга: площадь горизонта событий черной дыры никогда не уменьшается, если не учитывать квантового рождения частиц. Дж. Бекенстейн в 1973 предположил, что черные дыры подчиняются тем же физическим законам, что и физические тела, испускающие и поглощающие излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под влиянием этой идеи Хокинг в 1974 показал, что черные дыры могут испускать вещество и излучение, но заметно это будет лишь в том случае, если масса самой черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры могли рождаться сразу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной. Массы этих первичных черных дыр должны быть не более 1015 г (как у небольшого астероида), а размер 10-15 м (как у протона или нейтрона). Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары частица–античастица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Черная дыра с массой 1015 г должно вести себя как тело с температурой 1011 К. Идея об «испарении» черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излучать. Поиск черных дыр. Расчеты в рамках общей теории относительности Эйнштейна указывают лишь на возможность существования черных дыр, но отнюдь не доказывают их наличия в реальном мире; открытие настоящей черной дыры стало бы важным шагом в развитии физики. Поиск изолированных черных дыр в космосе безнадежно труден: мы не сможем заметить маленький темный объект на фоне космической черноты. Но есть надежда обнаружить черную дыру по ее взаимодействию с окружающими астрономическими телами, по ее характерному влиянию на них. Сверхмассивные черные дыры могут находиться в центрах галактик, непрерывно пожирая там звезды. Сконцентрировавшись вокруг черной дыры, звезды должны образовать центральные пики яркости в ядрах галактик; их поиски сейчас активно ведутся. Другой метод поиска состоит в измерении скорости движения звезд и газа вокруг центрального объекта в галактике. Если известно их расстояние от центрального объекта, то можно вычислить его массу и среднюю плотность. Если она существенно превосходит плотность, возможную для звездных скоплений, то полагают, что это черная дыра. Этим способом в 1996 Дж. Моран с коллегами определили, что в центре галактики NGC 4258, вероятно, находится черная дыра с массой 40 млн. солнечных. Наиболее перспективным является поиск черной дыры в двойных системах, где она в паре с нормальной звездой может обращаться вокруг общего центра масс. По периодическому доплеровскому смещению линий в спектре звезды можно понять, что она обращается в паре с неким телом и даже оценить массу последнего. Если эта масса превышает 3 массы Солнца, а заметить излучение самого тела не удается, то очень возможно, что это черная дыра. В компактной двойной системе черная дыра может захватывать газ с поверхности нормальной звезды. Двигаясь по орбите вокруг черной дыры, этот газ образует диск и, приближаясь по спирали к черной дыре, сильно нагревается и становится источником мощного рентгеновского излучения. Быстрые флуктуации этого излучения должны указывать, что газ стремительно движется по орбите небольшого радиуса вокруг крохотного массивного объекта. С 1970-х годов обнаружено несколько рентгеновских источников в двойных системах с явными признаками присутствия черных дыр. Самой перспективной считается рентгеновская двойная V 404 Лебедя, масса невидимого компонента которой оценивается не менее чем в 6 масс Солнца. Другие замечательные кандидаты в черные дыры находятся в двойных рентгеновских системах Лебедь X-1, LMCX-3, V 616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. За исключением LMCX-3, расположенной в Большом Магеллановом Облаке, все они находятся в нашей Галактике на расстояниях порядка 8000 св. лет от Земли.
Быстрое сжатие и распад межзвездного облака или звезды под действием собственной силы тяготения. Гравитационный коллапс – очень важное астрофизическое явление; он участвует как в формировании звезд, звездных скоплений и галактик, так и в гибели некоторых из них. В межзвездном пространстве существует множество облаков, состоящих в основном из водорода плотностью около 1000 ат/см3, размером от 10 до 100 св. лет. Их структура и, в частности, плотность непрерывно изменяются под действием взаимных столкновений, нагрева звездным излучением, давления магнитных полей и т.д. Когда плотность облака или его части становится настолько большой, что гравитация превосходит газовое давление, облако начинает неудержимо сжиматься – оно коллапсирует. Небольшие начальные неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются; в результате облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает сжиматься. Вообще говоря, при сжатии газа возрастают его температура и давление, что может препятствовать дальнейшему сжатию. Но пока облако прозрачно для инфракрасного излучения, оно легко остывает, и сжатие не прекращается. Однако по мере нарастания плотности отдельных фрагментов их остывание затрудняется и возрастающее давление останавливает коллапс – так образуется звезда, а вся совокупность превратившихся в звезды фрагментов облака образует звездное скопление. Коллапс облака в звезду или в звездное скопление продолжается около миллиона лет – сравнительно быстро по космическим масштабам. После этого термоядерные реакции, происходящие в недрах звезды, поддерживают температуру и давление, что препятствует сжатию. В ходе этих реакций легкие химические элементы превращаются в более тяжелые с выделением огромной энергии (подобное происходит при взрыве водородной бомбы). Выделившаяся энергия покидает звезду в виде излучения. Массивные звезды излучают очень интенсивно и сжигают свое «горючее» всего за несколько десятков миллионов лет. Звездам малой массы хватает их запаса топлива на многие миллиарды лет медленного горения. Рано или поздно у любой звезды топливо заканчивается, термоядерные реакции в ядре прекращаются и, лишенная источника тепла, она остается в полной власти собственной гравитации, неумолимо ведущей звезду к гибели. Коллапс звезд малой массы. Если после потери оболочки остаток звезды имеет массу менее 1,2 солнечной, то его гравитационный коллапс не заходит слишком далеко: даже лишенная источников тепла сжимающаяся звезда получает новую возможность сопротивляться гравитации. При высокой плотности вещества электроны начинают интенсивно отталкиваться друг от друга; это связано не с их электрическим зарядом, а с их квантово-механическими свойствами. Возникающее при этом давление зависит только от плотности вещества и не зависит от его температуры. Такое свойство электронов физики называют вырождением. У звезд малой массы давление вырожденного вещества способно сопротивляться гравитации. Сжатие звезды останавливается, когда она становится размером приблизительно с Землю. Такие звезды называют белыми карликами, поскольку светят они слабо, но имеют сразу после сжатия довольно горячую (белую) поверхность. Однако температура белого карлика постепенно снижается, и через несколько миллиардов лет такую звезду уже трудно заметить: она становится холодным невидимым телом. Коллапс массивных звезд. Если масса звезды более 1,2 солнечной, то давление вырожденных электронов не в состоянии сопротивляться гравитации, и звезда не может стать белым карликом. Ее неудержимый коллапс продолжается, пока вещество не достигнет плотности, сравнимой с плотностью атомных ядер (примерно 3*1014 г/см3). При этом большая часть вещества превращается в нейтроны, которые, подобно электронам в белом карлике, становятся вырожденными. Давление вырожденного нейтронного вещества может остановить сжатие звезды, если ее масса не превышает приблизительно 2 солнечные. Образовавшаяся нейтронная звезда имеет диаметр всего около 20 км. Когда стремительное сжатие нейтронной звезды резко останавливается, вся кинетическая энергия переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов кельвинов. В результате происходит гигантская вспышка звезды, ее внешние слои с большой скоростью выбрасываются наружу, а светимость возрастает в несколько миллиардов раз. Астрономы называют это «взрывом сверхновой». Примерно через год яркость продуктов взрыва уменьшается, выброшенный газ постепенно охлаждается, перемешивается с межзвездным газом и в следующие эпохи входит в состав звезд новых поколений. Возникшая в ходе коллапса нейтронная звезда в первые миллионы лет быстро вращается и наблюдается как переменный излучатель – пульсар. Если же масса коллапсирующей звезды значительно превышает 2 солнечные, то сжатие не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжается до тех пор, пока ее радиус не уменьшится до нескольких километров. Тогда сила притяжения на поверхности возрастает настолько, что даже луч света не может покинуть звезду. Сжавшуюся до такой степени звезду называют черной дырой. Такой астрономический объект можно изучать только теоретически, используя общую теорию относительности Эйнштейна. Расчеты показывают, что сжатие невидимой черной дыры продолжается, пока вещество не достигнет бесконечно большой плотности. жүктеу/скачать 2.8 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
раз большей «гравитационного радиуса» черной дыры RG = 2GM/c2, где c – скорость света, а G – постоянная тяготения. Черная дыра с массой 3 солнечных имеет гравитационный радиус 8,8 км.