Рефераты
Видео уроки
ВУЗы Украины
Мир
Рефератов
Рефератов
Отзывы о ВУЗах
Каталог одежды
Клиники Киева
|
Большая база бесплатных русских и украинских рефератов
Доклады, сочинения, контрольные работы, экзаменационные билеты и шпаргалки/шпоры Коллекция курсовых и дипломных работ для студентов |
Рефераты по Естествознание
Эволюция звезд: конец пути. Реферат.
 Скачать реферат
|
Министерство образования Свердловской области
Уральский государственный университет им. А. М. Горького
Институт управления и предпринимательства
Государственное и муниципальное управление
Эволюция звезд: конец пути
Реферат по предмету
«Концепции современного естествознания»
Преподаватель:
кандидат юридических наук,
профессор Бабушкин
Екатеринбург
2004
Оглавление
Введение………………………………………………………………………………………….3
Глава 1. «Звездный» путь……………………………………………………………………….4
1. Рождение и смерть звезды………………………………………………………..4
2. «Закат» звезды……………………………………………………………………..6
Глава 2. Конец «звездного» пути……………………………………………………………….9
2.1. Белый карлик………………………………………………………………………9
2.1.1. Краткая характеристика…………………………………………………..9
2.1.2. История открытия…………………………………………………………9
2.1.3. Процесс превращения звезды в «белый карлик»………………………11
2.1.4. Планетарные туманности………………………………………………..13
2.2. Сверхновые……………………………………………………………………….14
2.2.1. История обнаружения…………………………………………………...14
2.2.2. Крабовидная туманность………………………………………………..14
2.2.3. Причины и процесс протекания взрывов сверхновых………………...15
2.2.4. Влияние сверхновых…………………………………………………….18
2.3. Нейтронные звезды………………………………………………………………19
2.3.1. Краткая характеристика…………………………………………………19
2.3.2. Происхождение нейтронных звезд……………………………………..20
2.3.3. Структура нейтронных звезд……………………………………………22
2.4. Черные дыры……………………………………………………………………..23
2.4.1. Гравитационный радиус…………………………………………………23
2.4.2. «Ловушки» для черных дыр…………………………………………….23
2.4.3. Проблемы, гипотезы…………………………………………………….25
Заключение……………………………………………………………………………………..28
Список использованных источников и литературы…………………………………………29
Введение.
«…Послушайте!
Ведь, если звезды
зажигают -
значит - это кому-нибудь нужно?
Значит - это необходимо,
чтобы каждый вечер
над крышами
загоралась хоть одна звезда?!»
Целью представленной работы является рассмотрение такого правового
понятия, как юридическая ответственность, а также попытка его раскрытия.
Для достижения вышеуказанных целей были необходимы постановка и
последовательное решение следующих задач:
- во-первых, поскольку для наступления юридической ответственности
необходимо определенное основание, коим является правонарушение, то,
прежде всего, необходимо было обратить внимание на это понятие - понятие
правонарушение;
- во-вторых, непосредственно обратиться к самому понятию «юридическая
ответственность» и рассмотреть его основные характеристики, такие, как
признаки юридической ответственности, принципы, его виды и возможные
основания для освобождения от юридической ответственности.
Указанные выше задачи определили структуру работы: основная часть
представлена двумя пунктами - «Понятие правонарушения» и «Юридическая
ответственность», каждый из которых подразделяется на подпункты,
способствующие более полному и логичному рассмотрению того предмета, о
котором идет речь в данном пункте. Там, где было необходимо, упомянутые
подпункты делились на свои подпункты (что особенно ярко отражено в пункте
2 - «Юридическая ответственность»).
Источниковая база представлена основными кодексами, необходимыми для
рассмотрения правового понятия «юридическая ответственность» (Конституция
РФ, Гражданский кодекс РФ, Кодекс об административных правонарушениях РФ,
Трудовой кодекс РФ, Уголовный кодекс РФ), а также поясняющими их
юридическую силу и принципы действия работами, которые большей своей
частью являются учебниками для высших учебных заведений. Немаловажную роль
в подготовке настоящей работы сыграли электронные источники:
Интернет-сайты www.rg.ru (официальный сайт Российской газеты),
www.сonsu1tаntР1us.ru, давшие электронный вариант кодексов и располагающие
информацией о предмете исследования.
Автор представленной работы отнюдь не претендует на ее новизну, поскольку
предмет данной работы изучен довольно глубоко в юридической литературе.
Тем не менее, определенная субъективность подхода в той или иной степени
присутствует.
Глава 1. «Звездный» путь.
1.1. Рождение и жизнь звезды.
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются,
эволюционируют, и, наконец \"умирают\". Чтобы проследить жизненный путь
звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В
прошлом это представлялось большой загадкой; современные астрономы уже
могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению
ярких звёзд на нашем ночном небосводе.
Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных
газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены
поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой
Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое
скопление звёзд. На снимках 1947 г. в этом месте была видна группа из трёх
звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми,
а к 1959 г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды -
впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд буквально на
глазах - этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут
рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными
рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных
скоплениях, оказались справедливыми.
Каков же механизм их возникновения? Почему за многие годы астрономических
визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось
увидеть \"материализацию\" звёзд? Рождение звезды не может быть
исключительным событием: во многих участках неба существуют условия,
необходимые для появления этих тел.
В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного
Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или
глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они
выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся
между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти
газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие
свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до
нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих
скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне
хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к
Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды,
вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление.
Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление
солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной
глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими
звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет
\"ветер\", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что
вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на
которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления
объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и
меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от
окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего.
Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре
глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её
центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и
разогревают газово-пылевое облако.
Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно,
неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к
центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится
меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить
быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в
диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может
превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт
падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет
только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения
газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому
гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.
Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями
частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате
температура глобулы возрастает. 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
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
межзвездной 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.
Когда температура в центре протозвезды достигает 10 млн. К, начинаются
сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в ходе которых из
ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; каждые четыре протона,
объединяясь, создают атом гелия. Сначала, когда соединяются друг с другом
два протона, возникает атом тяжёлого водорода, или дейтерия. Затем
последний сталкивается с третьим протоном, и в результате реакции
рождается лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и один нейтрон.
В сумятице, которая царит в ядре звезды, быстро движущиеся атомы лёгкого
гелия иногда сталкиваются друг с другом, в результате чего появляется атом
обычного гелия, состоящий из двух протонов и двух нейтронов. Два лишних
протона возвращаются обратно в горячую смесь, чтобы когда-нибудь опять
вступить в реакцию, порождающую гелий. В этом процессе около 0,7% массы
превращается в энергию. Описанная цепочка реакций - один из важных
термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд при температуре около 10
млн. К. Некоторые астрономы считают, что при более низких температурах
могут протекать другие реакции, в которых участвуют литий, бериллий и бор.
Но они тут же делают оговорку, что если такие реакции и имеют место, то их
относительный вклад в генерацию энергии незначителен.
Когда температура в недрах звезды снова увеличивается, в действие вступает
ещё одна важная реакция, в которой в качестве катализатора участвует
углерод. Начавшись с водорода и углерода-12, такая реакция приводит к
образованию азота-13, который спонтанно распадается на углерод-13 - изотоп
углерода, более тяжёлый, чем тот, с которого реакция начиналась.
Углерод-13 захватывает ещё один протон, превращаясь в азот-14. Последний
подобным же путём становится кислородом-15. Этот элемент также неустойчив
и в результате спонтанного распада превращается в азот-15. И, наконец,
азот-15, присоединив к себе четвёртый протон, распадается на углерод-12 и
гелий.
Таким образом, побочным продуктом этих термоядерных реакций является
углерод-12, который может вновь положить начало реакциям данного типа.
Объединение четырёх протонов приводит к образованию одного атома гелия, а
разница в массе четырёх протонов и одного атома гелия, составляющая около
0,7% от первоначальной массы, проявляется в виде энергии излучения звезды.
На Солнце каждую секунду 564 млн. т водорода превращается в 560 млн. т
гелия, а разница - 4 млн. т вещества - превращается в энергию и излучается
в пространство. Важно, что механизм генерации энергии в звезде зависит от
температуры.
Именно температура ядра звезды определяет скорость процессов. Астрономы
считают, что при температуре около 13 млн. К углеродный цикл относительно
несущественен. Следовательно, при такой температуре преобладает протон -
протонный цикл. При увеличении температуры до 16 млн. К, вероятно, оба
цикла дают равный вклад в процесс генерации энергии. Когда же температура
ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим становится углеродный цикл.
Как только энергия звезды начинает обеспечиваться за счёт ядерных реакций,
гравитационное сжатие, с которого начался весь процесс, прекращается.
Теперь самоподдерживающаяся реакция может продолжаться в течение времени,
длительность которого зависит от начальной массы звезды и составляет
примерно от 1 млн. лет до 100 млрд. лет и больше. Именно в этот период
звезда достигает главной последовательности и начинает свою долгую жизнь,
протекающую почти без изменений. Целую вечность проводит звезда в этой
стадии. Ничего особенного с ней не происходит, она не привлекает к себе
пристального внимания. Теперь это всего-навсего полноценный член звёздной
колонии, затерянный среди множества собратьев.
1.2. «Закат» звезды.
Однако процессы, протекающие в ядре звезды, несут в себе зародыши её
грядущего разрушения. Когда дерево или уголь сгорают в камине, выделяется
тепло, а в качестве продуктов отхода образуются дым и зола. В \"камине\"
звёздного ядра водород - это уголь, а гелий - зола. Если из камина время
от времени не удалять золу, то она может забить его и огонь потухнет.
Если в ядре звезды вещество не перемешивается, в термоядерных реакциях
начинают принимать участие слои, непосредственно примыкающие к гелиевому
ядру, что обеспечивает звезду энергией. Однако со временем запасы водорода
в этих слоях иссякают, и ядро разрастается всё больше и больше. Наконец
достигается состояние, когда в ядре совсем не остаётся водорода. Обычные
реакции превращения водорода в гелий прекращаются; звезда покидает главную
последовательность и вступает в сравнительно короткий (но интересный)
отрезок своего жизненного пути, отмеченный необычайно бурными реакциями.
Когда водорода становится мало, и он больше не может участвовать в
реакциях, источник энергии иссякает. Но, как мы уже знаем, звезда
представляет собой тонко сбалансированный механизм, в котором давление,
раздувающее звезду изнутри, полностью уравновешено гравитационным
притяжением. Следовательно, когда генерация энергии ослабевает, давление
излучения резко падает, и силы тяготения начинают сжимать звезду. Снова
происходит падение вещества к её центру, во многом напоминающее то, с
которого началось рождение протозвезды. Энергия, возникающая при
гравитационном сжатии, намного больше энергии, выделяемой теперь в ядерных
реакциях, а раз так, то звезда начинает быстро сжиматься. В результате
верхние слои звезды нагреваются, она снова расширяется и растёт в размерах
до тех пор, пока внешние слои не станут достаточно разреженными, лучше
пропускающими излучение звезды. Полагают, что звезда типа Солнца может
увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. После того как звезда
начинает расширяться, она покидает главную последовательность и, как мы
уже видели, дни её теперь сочтены. С этого момента жизнь звезды начинает
клониться к закату.
Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется огромная
энергия, которая раздувает звезду. Казалось бы, это должно привести к
падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура в
ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё
ещё происходит обычное ядерное выгорание водорода, что приводит к
увеличению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около
половины массы звезды, последняя расширяется до своего максимального
размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как
температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в новую
фазу. Температура ядра растёт до тех пор, пока не превысит 200 млн. К. При
такой температуре начинает выгорать гелий, в результате чего образуется
углерод. Три ядра гелия, сливаясь, превращаются в ядро углерода, который
оказывается более лёгким, чем три исходных ядра гелия, поэтому такая
реакция также идёт с выделением энергии. Снова давление радиации, которое
играло столь важную роль, когда звезда находилась на главной
последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды
опять удерживается от дальнейшего сжатия. Звезда возвращается к обычным
размерам; по мере того как это происходит, температура её поверхности
растет, и она из красной становится белой.
В этот момент по некоторым загадочным причинам звезда оказывается
неустойчивой. Астрономы полагают, что переменные звёзды, то есть звёзды,
периодически меняющие свою светимость, возникают на этой стадии звёздной
эволюции, так как процесс сжатия происходит не гладко, и на некоторых его
этапах возникают ритмические колебания звезды. На этой стадии звезда может
пройти через фазу новой, в течение которой она внезапно выбрасывает в
межзвёздное пространство значительное количество вещества; оно, принимая
вид расширяющейся оболочки, может содержать значительную часть массы
звезды. Вспышки некоторых новых многократно повторяются, и это означает,
что одной вспышки недостаточно, чтобы звезда достигла устойчивости. Но со
временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает
свой длинный путь к звёздному кладбищу. Даже на этой стадии звезда ещё
способна к активности. Она может стать сверхновой. Причина, по которой
звезда оказывается способной на такую активность, обусловлена количеством
вещества, оставшимся у неё к этой стадии.
Основным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как
перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро
звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого
источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К
открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые
элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия
соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на
атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что,
прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом
гелия и образуется атом углерода.
Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя
углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а,
бомбардируя неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё
слишком низка для образования более тяжёлых элементов. Ядро опять
сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет
величины порядка миллиарда градусов и не начнётся синтез более тяжёлых
элементов. Если в результате дальнейшего сжатия ядра температура
поднимается до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют друг с другом до
тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы
гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования более
тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа.
На этой стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого слоями
ядер более лёгких элементов вплоть до гелия, а тонкий наружный слой
образован водородом, который ещё обеспечивает некоторое количество
энергии. Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью
израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также
действовать и другие механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких
средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает,
что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда
может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы
поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда
же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к
жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает
непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде
маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная
звезда проходит стадию белого карлика.
Глава 2. Конец «звездного» пути.
Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой
меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного
\"топлива\" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд,
подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно
расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте
гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.
2.1. Белые карлики.
Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые
были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех,
с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности,
разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям
таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках
Вселенной.
2.1.1. Краткая характеристика.
Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся
до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Белые карлики состоят из
углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у
массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из
кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую
плотность(10^6 г/см3). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Белый
карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление
определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные
температуры белого карлика высокие - от 100,000 К до 200,000 К. Массы
белых карликов порядка солнечной (0.6 М[sun] - 1.44М[sun]). Для белых
карликов существует зависимость \"масса радиус\", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый предел
Чандрасекхара, выше которой давление вырожденного газа не может
противостоять гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е.
радиус стремится к нулю. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с
радиусом Земли.
Белые карлики являются наиболее известными и важнейшими представителями
\"семейства карликов\", называемых часто так только из-за своего размера.
Однако с точки зрения зволюции к ним следует относить звезды на конечной
стадии эволюции, то есть в условиях, когда ядерные реакции уже не могут
происходить и не могут вести (даже в самом отдаленном будущем) к
качественным изменениям звездной структуры.
Наиболее распространены белые карлики состоящие из углерода и кислорода с
гелиево-водородной оболочкой. Массы белых карликов 0.6 М[sun] -
1.44М[sun], радиусы порядка земного, поверхностная температура может быть
относительно высока (от 100,000 К до 200,000 К), что и объясняет их
название. Главная черта строения - это ядро, гравитационное равновесие в
котором поддерживается вырожденным электронным газом, свойства которого не
допускают никаких дальнейших изменений его структуры. Давление
вырожденного газа уравновешивает силы гравитации (при заданной массе), а
потеря тепла от невырожденной компоненты вещества не меняют этого
давления, и сами потери относительно невелики. Светимость обеспечивается
за счет самых внешних, невырожденных, и потому сжимающихся, слоев.
2.1.2. История открытия.
Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но
внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории
Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось
оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с
радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд.
История открытия белых карликов восходит к началу 19 в., когда Фридрих
Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус,
открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный
характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии;
казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844 г.,
спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл
к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи
невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно
обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным
оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно
существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра
тяжести равен приблизительно 50 годам.
Перенесёмся в 1862 г. из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США).
Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата
Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром
18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в
мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было
проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой
целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую
яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их
дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел
слабый «призрак», который появился на восточном краю поля зрения телескопа
в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал
и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что «призрак»
представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде
чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения
телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным
Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой
мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи -
его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу
используют, по сей день, но на другой установке.
Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих
исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали
астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до
Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось
определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус
В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца.
Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает
расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между
Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты
масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса
В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости
обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем
Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в
35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в
300 раз превышает светимость Сириуса В.
Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её
размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому
Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо
для установки температуры звезды. В 1915г. с использованием всех
технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того
времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра
Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: температура спутника
составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким
образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это
означало, что светимость единицы его поверхности также больше.
В самом деле, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды
излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр
поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника должна быть в
300**4 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В должен иметь диаметр
около 40 000 км. Однако масса этой звезды составляет 95% от массы Солнца.
Этот значит, что огромное количество вещества должно быть упаковано в
чрезвычайно малом объёме, иначе говоря, звезда должна быть плотной. В
результате несложных арифметических действий получаем, что плотность
спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический
сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества
- около 50 т.
Такова история открытия первого белого карлика. Однако, возникает логичный
вопрос: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический
сантиметр его весил 100 кг?
2.1.3. Процесс превращения звезды в «белый карлик».
Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей,
как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так
называемое «вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатии
вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является
причиной вырожденного давления. Вследствие сильного сжатия атомы
оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки
начинают проникать одна в другую.
Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительного
времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех
пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей
электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой
непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном
сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся
относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в
результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако
электронов движется относительно решетки из более тяжелых ядер, так что
вещество белого карлика приобретает определенные физические свойства,
характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к
поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по
железному пруту, нагреваемому с одного конца.
Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия
электронов их скорость все больше возрастает, потому что, как мы знаем,
согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся
в одном элементе фазового объема, не могут иметь одинаковые энергии.
Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объема, они должны
двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объема
зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже
скорость электронов, тем больше тот минимальный объем, который они могут
занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший
объем. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими
внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного
ансамбля электронов в целом остается низкой.
Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решетку
плотно упакованных тяжелых ядер, сквозь которую движется вырожденный
электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на
поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества
находится в обычном
| 1 | 2 | 3 | след. → |
