Галина Железняк Андрей Козка Чудеса и катастрофы Вселенной
жүктеу/скачать 0.73 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- ОТ БЕЛЫХ КАРЛИКОВ К ЧЕРНЫМ ДЫРАМ
- УДИВИТЕЛЬНЫЙ СИРИУС
- Вырожденное вещество
ИЗ ЧЕГО СОСТОЯТ ЗВЕЗДЫСуществуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Известны звезды с повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, превышающую массу атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в Галактике. В старых звездах сферической части Галактики содержится немного атомов тяжелых элементов. А в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные «рукава» Галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды. Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи — газопылевого облака, из которого возникла звезда. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте Вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся сила тяжести, температура, магнитные поля и т. п. Но даже при выполнении всех правил исследования полученные данные все же кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций (барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием огромной массы звездного вещества довольно трудно Но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел. Анализ шаровых скоплений звезд в той части Галактики, которая соответствует зоне расположения наиболее старых звезд, проведенный Л. Адлером, показывает пониженное содержание тяжелых металлов С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды. ОТ БЕЛЫХ КАРЛИКОВ К ЧЕРНЫМ ДЫРАМПуть к черным дырам начался с белых карликов. Так утверждает Амнуэль Павел Рафаэлович в книге «Загадки для знатоков». Ученый-исследователь сумел изложить суть трудных физических теорий таким образом, что путешествие по страницам истории астрофизики становится доступно практически каждому. Давайте и мы попробуем раскрыть тайну черных дыр, а заодно и многих других объектов Вселенной. Начнем с белых карликов. А открыты были белые карлики так. Ф. Бессель, работавший в Кенигсбергской обсерватории, в 1844 г. исследовал, как перемещается по небу Сириус — ярчайшая звезда северного неба. Оказалось, что движется Сириус не по прямой, а по странной волнистой линии. У Бесселя не было причин сомневаться в законах Ньютона. Если тело не движется по прямой, значит, на него действует сила. Единственная сила, влияющая на движение небесных тел, — сила тяготения. Значит, Сириус притягивается каким-то другим телом, находящимся поблизости от него. Поскольку траектория движения Сириуса подобна синусоиде, значит, невидимое тело постоянно находится около звезды то с одной, то с другой стороны. Иными словами, невидимое тело обращается вокруг Сириуса, заставляя и его описывать кривую линию. Бессель сказал: Сириус — это двойная система. Спутник его очень слаб и потому невидим. Здесь тоже, заметьте, был вопрос доверия. Бессель, как и все астрономы, безгранично верил в справедливость законов Ньютона. Поэтому наличие невидимой звезды в системе Сириуса представлялось несомненным. А нейтронные звезды, хотя и не противоречили известным законам физики, были лишь нововведением, не освященным вековыми традициями. Еще не были известны многие свойства недавно открытого нейтрона, а тут уже заговорили о нейтронных звездах! УДИВИТЕЛЬНЫЙ СИРИУСВ 1863 г. американский астроном А. Кларк, испытывая новый объектив для телескопа, заметил около Сириуса слабую звездочку. Провели наблюдения, и выяснилось, что звездочка и Сириус обращаются около общего для них центра 1 раз за 50 лет. Но загадка Сириуса-В в то время еще не возникла. Лишь в 1914 г. У. Адамсу удалось получить спектр Сириуса-В, и тогда обнаружилось, что температура на поверхности этой слабенькой звездочки вдвое выше, чем температура поверхности Солнца. Что же получается? Количество энергии, излучаемой нагретым шаром (звездой), пропорционально четвертой степени температуры и квадрату радиуса звезды. Если бы Сириус-В по размерам был подобен Солнцу, то должен был излучать энергии в 16 раз больше, чем наше дневное светило. А он излучает значительно меньше Солнца. Из этого следует, что Сириус-В должен иметь соответственно значительно меньшие размеры. Радиус его должен составлять около 10 000 километров — чуть больше, чем радиус Земли! Это был наблюдательный факт, и все равно астрономы поверили в него не сразу. Эддингтон писал в книге «Звезды и атомы», опубликованной в 1927 г.: «Сообщение спутника Сириуса после его расшифровки гласило: «Я состою из вещества, плотность которого в 3000 раз выше, чем все, с чем вам когда-либо приходилось иметь дело; тонна моего вещества — это маленький кусочек, который умещается в спичечной коробке». Что можно сказать в ответ на такое послание? В 1914 г. большинство из нас ответило бы так: «Не болтай глупостей!» Но с наблюдениями не поспоришь. С существованием в природе белых карликов пришлось смириться. Сначала их приняли как факт, и лишь полтора десятилетия спустя поняли, почему белые карлики имеют такие маленькие размеры и такую большую плотность. Первым об этом написал английский астрофизик А. Мили в 1930 г. В белых карликах, утверждал он, находится вырожденное вещество. Что это значит? Вырожденное веществоЛюбая звезда находится в равновесии, потому что в ней противоборствуют две равно могучие силы. Все частицы вещества притягиваются друг к другу — действуют силы тяжести. Тяжесть стремится сжать звезду. Но звезда горяча. Частицы в ней хаотично движутся, создавая газовое давление. Давление газа стремится звезду расширить. Температура на поверхности Солнца достигает 6 тысяч градусов, а в недрах — до 20 млн градусов! Обычное газовое давление тем больше, чем выше температура. В нормальных звездах, подобных Солнцу, давление газа способно уравновесить силу тяжести в любой точке звезды. Будь звезда чуть-чуть горячее, она стала бы расширяться (газовое давление оказалось бы больше, чем сила тяжести), но при расширении она стала бы остывать, как и положено газу. Давление упало бы, и расширение прекратилось. В стационарных звездах обе силы находятся в строгом равновесии друг с другом. Но если сила тяжести существует в звезде всегда, то этого нельзя сказать о газовом давлении. Ведь для того чтобы газ был нагрет, нужна какая-то причина, какая-то, грубо говоря, «печка». Что же поддерживает температуру звезды? Это был главный вопрос астрофизики: почему звезды светят? Гипотез по этому поводу выдвигалось много. Лишь в 30-е годы прошлого века проблема стала проясняться — были открыты ядерные превращения. Между прочим, тогда выяснилось, что о возможности черпать энергию нагрева звезды из ядерных реакций писал еще в 1919 г. Р. Аткинсон. Однако какими бы ни были источники нагрева звезды, они должны в конце концов исчерпаться. Что случится со звездой после этого? Звезда остынет, как печка без дров, и газовое давление уменьшится. Но тогда сила тяжести начнет сжимать звезду. До каких пор? Одно из двух. Либо отыщется другой вид давления, отличный от обычного газового, и сжатие будет остановлено, либо… Либо такого давления не найдется и звезда будет сжиматься бесконечно! До появления квантовой механики астрономы не знали иного давления, кроме давления нагретого газа. Квантовая механика позволила сделать шаг вперед. Оказалось, что даже абсолютно холодный газ (ноль градусов по шкале Кельвина) обладает вполне определенным остаточным давлением, причем настолько большим, что оно способно остановить сжатие звезды. Дело в том, что в квантовой механике существуют два сорта элементарных частиц, различных по своим характеристикам. Поскольку в микромире все свойства меняются не непрерывно, а порциями, квантами, то и вращение элементарных частиц тоже описывается не угловой скоростью, а дискретным квантовым числом — спином. Спин частицы может быть целым (0,1,2 и т. д.) или дробным (1/2,2/3 и т. д.). Поведение частицы зависит от того, целый у нее спин или дробный. Еще в начале 20-х годов, когда квантовая механика только зарождалась как научная дисциплина, индийский физик Бозе (а затем Эйнштейн) описал поведение частиц, обладающих целым спином. Теперь такие частицы называют бозонами. А поведение частиц с дробным спином описывается квантовой статистикой, созданной Ферми и Дираком и названной их именами. Сами же частицы называют фермионами. Бозонами являются фотоны и нейтрино (тогда еще не открытые). А протон, электрон, нейтрон (тогда еще тоже не обнаруженный) являются фермионами. В квантовой механике существует принцип Паули, который гласит: в одном и том же квантовом состоянии не могут находиться сразу две (и больше) частицы с дробным спином. Фермионы не могут обладать одинаковыми энергиями или импульсами. А теперь заглянем внутрь звезды. Источники нагрева исчерпаны, звезда остывает. Представим, что она совсем остыла — температура ее стала равной абсолютному нулю. Естественно, что вся тепловая энергия частиц (энергия их хаотичного движения) тоже исчезла. Нет хаотичного движения — нет и давления. Ничто не противостоит тяжести, стремящейся сжать звезду. А действительно ли ничто? Звезда ведь состоит из атомных ядер, протонов, электронов, нейтронов (не забудем, что нейтроны тогда еще не были открыты), в общем — из фермионов. И значит, в остывшей звезде действует квантовая статистика Ферми — Дирака, действует принцип Паули: две частицы не могут обладать одинаковыми импульсами! Когда мы говорим, что в абсолютно холодной звезде прекращается всякое движение, это справедливо только для одной-единственной частицы. Одна частица действительно обладает нулевым импульсом. Но именно поэтому любая другая частица должна иметь импульс, отличный от нуля (действует принцип Паули). Третья частица должна иметь еще больший импульс и т. д. В звезде колоссальное число частиц. И как бы мало ни отличались импульсы частиц друг от друга, все же импульс самой энергичной из них окажется огромным. Но если есть импульс, то есть и давление. Если импульс частиц может оказаться большим, то велико может быть и давление. Импульс самой быстрой частицы в такой системе называется граничным Ферми-импульсом, а описанный нами газ называется вырожденным Ферми-газом. Если такой газ нагревать, то вырождение исчезнет — частицы приобретают хаотичное тепловое движение, освобождают уровни, на которых находились раньше, все больше и больше увеличивая свои импульсы… Итак, остывая, звезда сжимается. Частицы все сильнее прижимаются друг к другу. Частиц очень много, граничный импульс Ферми очень велик. Наступает вырождение — давление вырожденного газа становится сильнее, чем обычное тепловое давление. А если сжатие продолжается, то давление вырожденного газа способно даже уравновесить силу тяжести. Теория вырожденных звезд была развита в 1931 г. индийским астрофизиком С. Чандрасекаром. В статье «Сильно сжатая конфигурация звездной массы» он описал звезду из вырожденного газа протонов и электронов. Оказалось, что открытые почти сто лет назад белые карлики прекрасно вписываются в законы квантовой механики, законы статистики Ферми — Дирака. В белых карликах давление вырожденного газа как раз таково, что уравновешивает силу тяжести. Плотность вещества в белых карликах (1 т/см) достаточна для создания нужного давления. Наконец, размеры звезд (10 000 км) достаточны для создания нужной плотности. Все прекрасно сходилось! Конечно же, температура белых карликов, наблюдаемых в телескопы, не равна абсолютному нулю. Спутник Сириуса нагрет до 10 тысяч градусов. Но что значит тепловая энергия, соответствующая этой температуре, по сравнению с энергией вырождения? Капля в море… Поэтому белые карлики хорошо описываются уравнениями, выведенными для абсолютно холодного вещества. И еще один очень важный вывод сделал Чандрасекар. Дело в том, что давление вырожденного газа из протонов и электронов тоже не может расти безгранично. Наступит момент, когда и оно не сможет противостоять силе тяжести. Для этого нужно, чтобы тяжесть превысила некоторый предел. А для этого, в свою очередь, нужно, чтобы масса звезды была больше некоторого критического значения — ведь именно масса звезды и создает тяжесть. Вывод: должна существовать предельная масса белого карлика. Чандрасекар рассчитал величину этой предельной массы. Она оказалась равной 1,4 массы Солнца в том случае, если белый карлик состоит из гелия. Работа Чандрасекара произвела огромное, впечатление— она объясняла существование наблюдаемого класса звезд, она определяла этим звездам место в общем ряду. Из работы Чандрасекара следовало, что белые карлики — это звезды после исчерпания источников энергии (правда, никто в то время не знал, что это за источники). Белые карлики — конечная стадия жизни звезд. Всех звезд — к такому выводу пришли астрофизики. Казалось бы, здесь возникает противоречие. Белый карлик не может быть более массивен, чем 1,4 массы Солнца. Но ведь и в 20-е годы астрономы знали, что есть гораздо более массивные звезды.
жүктеу/скачать 0.73 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|