Рождение звезд М.: Эдиториал урсс. 2001 (Фрагмент)
жүктеу/скачать 206 Kb.
|
| Жизнь в тесной двойной системе накладывает отпечаток на всю последующую эволюцию звезды: присутствие соседнего тела вносит новое измерение в картину эволюции, превращая ее из одномерного и ставшего уже банальным жизнеописания в увлекательный и запутанный детектив. В 1970-90-е годы именно это направление выделилось в теории эволюции звезд.
Продукты звездной эволюции С эволюцией нормальных звезд связаны продукты их жизнедеятельности - белые карлики и планетарные туманности, нейтронные звезды и остатки сверхновых, черные дыры. Не сразу астрономы поняли, что "умершие" звезды могут проявлять высокую активность и демонстрировать удивительные зигзаги эволюции. Впрочем, одиночные белые карлики и одиночные нейтронные звезды (обнаруженные в самом конце ХХ в.) выглядят довольно спокойными. Но их присутствие в тесной двойной системе создает удивительные астрономические объекты, к которым было приковано внимание исследователей звезд последней трети ХХ в. Как ни странно, но даже изучение планетарных туманностей недавно получило новый импульс. Наземные наблюдения высокой четкости и космические снимки продемонстрировали удивительное строение многих из них: обнаружились тонкие струи и спирали, многокомпонентные оболочки, сильная стратификация химических элементов. Мир планетарных туманностей предстал таким своеобразным, что для объяснения даже основных типов его населения понадобятся большие усилия. Многие физики экстра-класса, создававшие в середине столетия ядерное оружие, увлеклись затем проблемой сверхновых звезд. Ни одна другая астрономическая задача, пожалуй, не испытала такого интеллектуального штурма. В результате за короткое время была создана теория ядерного горения в вырожденном веществе, развиты схемы быстрого и медленного захвата нейтронов, позволившие объяснить происхождение химических элементов; было рассчитано взаимодействие оболочек сверхновых с межзвездной средой. Но о самих механизмах взрыва сверхновых до сих пор идут дискуссии и предлагаются новые, чрезвычайно элегантные сценарии, отбор из которых, вероятно, предстоит сделать уже в XXI-м веке. Колоссальные достижения получены при изучении нейтронных звезд - пульсаров. Они настолько четко рассказывают о своем поведении, что наблюдая их, удалось многое узнать о сверхплотном веществе, сверхсильных магнитных полях и даже доказать существование гравитационных волн. Значительно труднее развивается астрофизика черных дыр: сомнений в их существовании у астрономов уже не осталось, но вывести из наблюдений их свойства пока не удается; теория черных дыр пока не получила от наблюдателей сколько-нибудь интересных фактов. Мир звезд представляется нам сейчас настолько разнообразным и сложным, что у специалистов при слове звезда уже не возникает ни какой ассоциации: к существительному звезда требуется добавить хотя бы одно прилагательное - нормальная, пульсирующая, вырожденная, нейтронная, массивная, формирующаяся, и т.п. Только тогда у специалиста появился более или менее определенный образ звезды как физического объекта. Канули в Лету те времена, когда определение "звезда - это газовый шар" считалось самодостаточным; мир звезд оказался столь же неисчерпаем, как ... да-да, именно - как атом. Вспомним удивление Эддингтона, заканчивающего свою книгу "Звезды и атомы" описанием вырожденных белых карликов, живущих по законам квантовой механики: Я не думал, когда начинал эту книгу о звездах и атомах, что она кончится намеком на звезду-атом. Мир звезд оказался так же неисчерпаем, как наше желание и способность познавать его. Знаменитый физик Р.Фейнман не так давно писал: Век, в который мы живем, это век открытия основных законов природы, и это время уже никогда не повторится. Это удивительное время, время волнений и восторгов, но этому наступит конец. Известно, что далеко не все физики разделяют такой прогноз Фейнмана в отношении фундаментальной науки. Но даже если количество основных законов природы конечно, разрешенные ими возможности природы не поддаются воображению. Даже в мире таких простых объектов, как звезды, нас ждет еще невероятное количество удивительного и неожиданного. По существу, наше проникновение в мир звезд еще только начинается. Основные события в изучении физики звезд Краткая хронология звездной астрофизики До начала ХХ века ГОД СОБЫТИЕ 1572 Явление сверхновой, впервые научно описанное Тихо Браге. 1596 Д.Фабриций впервые описал наблюдение переменной звезды. 1610-11 По движению пятен обнаружено вращение Солнца (Г.Галилей, И.Фабриций, Х.Шейнер). 1692 Ньютон формулирует идею гравитационной неустойчивости первичного вещества Вселенной с целью объяснить происхождение звезд. 1755 Кант изложил свою небулярную гипотезу о происхождении небесных тел, позже независимо развитую Лапласом (1796). 1779 Первый каталог двойных звезд (Х.Майер) и начало их изучения (В.Гершель). 1783 Джон Митчелл, затем Лаплас (1795) отметили принципиальную возможность существования столь массивных объектов, что гравитация не позволяет даже лучу света покинуть их поверхность - предсказание черных дыр. 1786 Составлены первые каталоги переменных звезд (Э.Пиготт), звездных скоплений и туманностей (В.Гершель). 1802 У.Волластон обнаружил темные линии в спектре Солнца, которые позже детально описал Й.Фраунгофер (1814). 1835-39 Первые измерения параллаксов звезд (Ф.Бессель, В.Струве, Т.Хендерсон). 1836 Первые фотометрические измерения блеска звезд (Дж.Гершель). 1844 По неравенствам в собственном движении Сириуса и Проциона Ф.Бессель заподозрил наличие у них невидимых спутников, как позже выяснилось - белых карликов. 1848 Ю.Майер, один из создателей закона сохранения энергии, высказал гипотезу, что излучение Солнца поддерживается постоянным падением на него метеоритов, отдающих Солнцу свою кинетическую энергию. 1850 У.Бонд и Дж.Бонд получили первую фотографию звезды (Веги). 1854 Г.Гельмгольц предположил, что источником солнечной энергии служит его непрерывное сжатие под действием собственной силы тяжести. Но У.Томсон (лорд Кельвин) вычислил (1861), что гравитационное сжатие может обеспечить светимость Солнца на современном уровне в течение всего лишь 20 млн лет, что противоречит данным о возрасте Земли. 1859-62 Р.Бунзен и Г.Кирхгоф разработали метод спектрального анализа. Кирхгоф измерил положение тысяч фраунгоферовых линий в спектре Солнца, отождествил их с линиями известных элементов и доказал, что недра Солнца горячее его атмосферы, опровергнув существовавшее тогда мнение о холодном ядре Солнца. У.Хёггинс и А.Секки начали спектроскопическое изучение звезд. 1862 А.Кларк при испытании 46-см рефрактора открыл слабый спутник Сириуса, как выяснилось позже, - первый белый карлик Сириус В. 1862 У.Томсон (лорд Кельвин) ввел понятие конвективного равновесия и рассмотрел адиабатическую конвекцию в атмосфере Земли. М.Фей предположил, что конвекция может быть основным механизмом переноса энергии внутри Солнца. 1863-68 А.Секки провел первую (визуальную) классификацию спектров 4000 звезд, разделив их на 5 классов приблизительно в порядке убывания температуры поверхности (это подтвердилось позже). 1868 У.Хёггинс впервые (визуально) измерил смещение линий в спектре звезды (Сириуса) и оценил её лучевую скорость, используя формулу Доплера. 1869 Дж.Лейн (Лэн) теоретически исследует внутреннее строение Солнца и сжатие газового шара под действием собственной гравитации. На основе гипотезы о конвективном равновесии он впервые рассчитывает структуру политропной звезды. Пытаясь по значению солнечной постоянной определить температуру поверхности Солнца, он получает 30000 К (закон Стефана тогда не был известен; он был опубликован только в 1879). 1872 Г.Дрэпер получил первую фотографию спектра звезды - Веги. 1878-83 А.Риттер в большой серии статей развил математическую теорию самогравитирующих политропных газовых шаров. Он независимо вывел основное уравнение звездной структуры, именуемое обычно уравнением Лейна-Эмдена (или Лэна-Эмдена), и решил его для ряда показателей политропы. Он впервые получил уравнение для потенциальной и внутренней энергии звезды, связанные в равновесии теоремой о вириале. Он рассмотрел также пульсации газовых шаров с целью объяснения переменных звезд. 1878-89 Опубликованы теоретические работы М.Тизена, Э.Бетти, А.Шустера, Дж.Хилла и Дж.Дарвина о структуре изотермических шаров и политропов. 1885 Первое наблюдение вспышки звезды за пределом Галактики - Э.Хартвиг наблюдал сверхновую в М 31. 1888-90 Дж.Килер провел надежные (визуальные) измерения лучевых скоростей звезд. Г.Фогель и Ю.Шейнер разработали методику фотографического измерения лучевых скоростей. 1894 А.Белопольский открыл периодическое изменение лучевых скоростей цефеид. ХХ век
1900 М.Планк положил начало квантовой теории и вывел закон распределения энергии в спектре абсолютно черного тела. 1902 Дж.Джинс создал теорию гравитационной неустойчивости неподвижной однородной газовой среды. 1904 Дж.Джинс предположил, что источником энергии звезд служит то, что положительно и отрицательно заряженные элементарные частицы, притягиваясь и "обрушиваясь" друг на друга, превращают всю свою массу в энергию излучения. В 1905 теория относительности Эйнштейна дала количественную оценку (E = mc2) идее полной аннигиляции вещества. 1905-07 Э.Герцшпрунг открыл, что звезды поздних спектральных классов разделяются на гиганты и карлики. 1906 К.Шварцшильд развил теорию лучистого равновесия звездных атмосфер. 1907 Опубликована фундаментальная книга Р.Эмдена "Газовые шары", содержащая общую теорию равновесия политропных конфигураций. Приняв в качестве модели Солнца политропу с индексом n = 3/2, Эмден получил центральную температуру 12 млн. К и плотность 8,3 г/см3. Светимость Солнца тогда считалась равной 7,8(1026 Вт, а температура фотосферы - около 7000 К. Современные расчеты дают центральную температуру Солнца 16 млн. К и плотность 160 г/см3. 1908 Дж.Хейл открыл магнитное поле на Солнце (в пятнах). 1911-14 К.Шварцшильд и Г.Рассел построили диаграмму спектр-светимость, сыгравшую огромную роль в изучении эволюции звезд. 1914 У.С.Адамс, анализируя спектр Сириуса В, показал, что он имеет такую же высокую температуру, как сам Сириус. До этого Сириус В относили к красным звездам и объясняли его малый блеск низкой температурой. При измеренной Адамсом высокой температуре вычисленный радиус Сириуса В оказался меньше, чем у Земли. Возникло понятие белый карлик. 1914-19 Х.Шепли и А.Эддингтон разрабатывают теорию пульсаций политропных звезд. 1916 А.Эддингтон начинает разработку теории внутреннего строения звезд и демонстрирует большую роль давления излучения в равновесии массивных звезд. 1918-24 Опубликован 9-томный "Каталог Гарвардской обсерватории" (Henry Draper Catalogue, HD), содержащий классификацию спектров 225300 звезд, проделанную Энни Кэннон. 1920 При помощи интерферометра, смонтированного на 100-дюймовом рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон, А.Майкельсон и Ф.Пиз провели первое прямое измерение диаметра звезды (Бетельгейзе). 1920-25 Создана теория ионизации атомов (М.Саха) и применена к истолкованию звездных спектров и изучению атмосфер звезд (Г.Рассел, А.Милн, С.Пейн-Гапошкина). 1921 Эддингтон высказал предположение, что верхний предел светимости достигается у тех звезд, у которых направленная внутрь сила тяжести уравновешивается направленным наружу давлением излучения. Модель Эддингтона объясняет зависимость масса-светимость для звезд главной последовательности (1924). Издана книга Эддингтона "Внутреннее строение звезд" (1926). 1922 Обнаружена двойная горячая звезда Пласкетта (HD 47129) с полной массой около 150 М¤ и массой главного компонента 80-90 М¤. 1922-29 А.Шустер, К.Шварцшильд, Э.Милн и А.Эддингтон разработали теорию переноса излучения в атмосферах звезд. 1929 Г.А.Шайн и О.Струве определили скорости вращения звезд. Р.Аткинсон и Ф.Хоутерманс предположили, что источником энергии звезд служат реакции ядерного синтеза; вместе с Г.Гамовым они ввели термин термоядерные реакции. 1931 М.Миннарт и Ч.Слоб для определения состава звездных атмосфер ввели метод кривых роста, основанный на зависимости эквивалентной ширины спектральной линии поглощения от числа атомов, формирующих линию. 1932 Опубликован "Новый общий каталог двойных звезд" (ADS) Р.Эйкина. 1934 Ф.Цвикки, В.Бааде и Г.Минковский выделили в самостоятельный класс и начали изучать сверхновые звезды. В.Бааде и Ф.Цвикки высказали предположение, что вспышки сверхновых связаны с рождением нейтронных звезд. 1937 Дж.Койпер при изучении звездной эволюции впервые использовал диаграмму спектр-величина для рассеянных скоплений. 1937 Г.Волков и Р.Оппенгеймер впервые рассчитывают модель нейтронной звезды. 1937-40 Г.Гамов построил первую теорию звездной эволюции, основанную на ядерных источниках энергии. 1938-39 К.Вейцзеккер, Г.Бете, Г.Гамов, К.Кричфилд и Э.Теллер открыли протон-протонный и углеродно-азотный циклы термоядерного синтеза. Г.Бете создал количественную теорию ядерных источников звездной энергии. 1939 Р.Оппенгеймер и Х.Снайдер чисто математически предсказывают черные дыры. Интерес астрономов к этим объектам просыпается лишь в начале 1960-х, а сам термин черная дыра впервые произнес Джон Уилер в 1968 г. 1940 Дж.Гринстейн заметил особенности в спектре ( Стрельца; это привело к обширным исследованиям обилия элементов в звездах. Б.Стрёмгрен начал разработку метода моделей для изучения звездных атмосфер. 1942 Н.Мейол и Я.Оорт показали, что Крабовидная туманность является остатком Сверхновой 1054 г. М.Шёнберг и С.Чандрасекар нашли теоретический предел массы изотермического ядра звезды, заложив этим основу теории красных гигантов. 1942-49 Б.В.Кукаркин на основе изучения переменных звезд выделил в Галактике различные подсистемы. 1944 В.Бааде разрешил на звезды центральную часть галактики М 31, что позволило ему выделить два типа звездного населения. 1946 Дж.Койпер впервые получил инфракрасные спектры звезд (до длины волны 2,5 мкм). Х.Бэбкок впервые обнаружил магнитное поле у звезды (78 Девы). 1946-48 Г.Гамов разработал теорию образования химических элементов в звездах путем последовательного захвата нейтронов. 1947 В.А.Амбарцумян показал, что наличие звездных ассоциаций свидетельствует о продолжающемся формировании звезд в Галактике. 1950 Только советские ученые, владеющие наиболее действенным методом познания - методом материалистической диалектики, - в состоянии действительно научно разрешить сложные вопросы эволюции звезд, - А.Б.Северный 1952 П.Меррилл обнаружил в спектрах некоторых холодных звезд линии нестабильного элемента технеция. 1953 С.А.Жевакин показал, что главный источник неустойчивости цефеид связан со слоем дважды ионизованного гелия. Но этой идее основана современная теория пульсирующих звезд. 1954-56 М.Уолкер открыл оптическую переменность бывшей новой DQ Her с периодом 71 с. Это стало прямым указанием на присутствие в двойной системе белого карлика. 1957 Джеффри и Маргерит Бербидж, Уильям Фаулер, Фред Хойл и Эл (Эластер) Камерон создают современную теорию нуклеосинтеза: происхождение химических элементов получает объяснение как результат термоядерных реакций в недрах звезд. 1959 Получен теоретический верхний предел на массу устойчивой звезды, равный около 60 М¤ (предел Леду-Шварцшильда-Херма). 1961-65 Ч.Хаяши доказал, что оболочки протозвезд на поздней (адиабатической) стадии сжатия должны быть полностью конвективными (стадия Хаяши). Вместе с коллегам он рассчитал первые модели сжатия протозвезд из первоначально однородного облака, демонстрировавшие мощную вспышку в момент остановки сжатия ядра. 1962 Открыт первый галактический источник рентгеновского излучения (Р.Джиакони, Х.Гурский, Ф.Паолини, Б.Росси). 1965 Д.Михалас, С.Стром и Е.Эврет на смену методу кривых роста разработали метод моделей атмосфер звезд, основанный на компьютерном расчете сеток моделей, неоднородных по температуре и плотности. Параметрами модели служат эффективная температура и сила тяжести на поверхности звезды, а на выходе модель дает профиль оптического спектра. 1966-67 Я.Б.Зельдович, И.Д.Новиков и И.С.Шкловский предсказали, что черные дыры и нейтронные звезды могут быть мощными источниками рентгеновского излучения при аккреции на них звездного или межзвездного вещества. 1967 Открыты радиопульсары (Джоселин Белл и Энтони Хьюиш), отождествленные с теоретически предсказанными ранее нейтронными звездами. 1968 Раймонд Дэвис с коллегами начал измерять поток нейтрино от Солнца в экспериментах с хлорсодержащим детектором, идея которого принадлежит Б.М.Понтекорво (1946). В 1970-е годы группа Дэвиса надежно зарегистрировала поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца, но он оказался примерно втрое меньше предвычисленного. 1969 Р.Ларсон создал численные модели сжатия неоднородных протозвезд, демонстрировавшие более спокойный характер эволюции, чем модели Хаяши. 1972 Обнаружение рентгеновских источников в составе двойных звезд; часть из них связана с нейтронными звездами, а часть, по-видимому, - с черными дырами. 1975 Обнаружены гигантские молекулярные облака - основные области формирования звезд. В Галактике их около 6000, а масса каждого 105 - 106 М¤. 1979 5 марта гамма-детекторы семи космических аппаратов зафиксировали рекордно мощный импульс продолжительностью 0,2 с, после которого в течение трех минут наблюдалось затухающее мягкое рентгеновское излучение, пульсирующее с периодом 8 с. К 2003 году обнаружилась дюжина подобных источников в Галактике и Магеллановых Облаках. Одни вспыхивают раз в несколько лет; другие - сотни раз в год. Объекты названы магнитарами: нет сомнения, что вспышки связаны с перестройкой чрезвычайно мощного магнитного поля (до 1015 Гс) нейтронной звезды. 1987 23 февраля Ян Шелтон обнаружил вспышку сверхновой II типа SN 1987A в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Благодаря ее близости впервые удалось зарегистрировать поток нейтрино и другие многочисленные детали взрыва и последовавших за ним событий. 1997-98 После трех десятилетий безрезультатных поисков обнаружены коричневые карлики - звезды, имеющие столь малую массу и низкую температуру ядра, что термоядерные реакции в них не идут. Их массы менее 7% солнечной, а температура атмосферы обычно не превышает 2000 К. 1997-98 Синхронные наблюдения гамма- и рентгеновских спутников и наземных обсерваторий доказали внегалактическую природу гамма-всплесков, считавшихся одной из сложнейших астрономических загадок с момента их первой регистрации 2 июля 1967 г. Доказано, что вспышки происходят в очень далеких галактиках и, вероятно, вызваны взрывами "гиперновых", связанными с коллапсом ядра массивной звезды или слиянием двух нейтронных звезд. Высокая яркость гамма-всплесков требует механизма фокусировки излучения. 1998 На подземном водонаполненном детекторе Супер-Камиоканде (Япония), по-видимому, открыты осцилляции мюонного нейтрино, что указывает наличие у нейтрино (хотя бы одного сорта) массы покоя. Это серьезно облегчает решение проблемы дефицита солнечных нейтрино. 2002 Наблюдения в Садберийской нейтринной обсерватории (Канада) подтвердили, что благодаря осцилляции солнечные электронные нейтрино изменяют свой аромат (т.е. сорт). Проблема дефицита солнечных нейтрино решена. http://www.gordon.ru/konkurssite/texts/svg01.doc жүктеу/скачать 206 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|