Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
Подписываем
1. Метагалактика
1. Системы галактик и крупномасштабная структура Вселенной. Галактики, подобно звездам, наблюдаются группами. Например, нашу Галактику, Магеллановы Облака и еще около 20 небольших спутников нашей Галактики можно рассматривать как кратную систему. Кратной оказалась и Туманность Андромеды, окруженная несколькими эллиптическими галактиками-спутниками.
Наша Галактика и Туманность Андромеды входят в Местную группу (систему) галактик, размеры которой достигают сотен тысяч парсек. Местная группа представляет собой сравнительно небольшую систему, так как существует скопления, содержащие сотни и тысячи галактик.
Ближайшее к нам скопление галактик находится в созвездии Девы и насчитывает сотни крупных галактик. Расстояние до него порядка 20 Мпк, это система диаметром более 6 Мпк.
Данные внегалактической астрономии указывают на то, что, возможно, существует Местное сверхскопление галактик, насчитывающее примерно 10 тыс. галактик и имеющее диаметр около 50 Мпк. В его центре расположено скопление галактик в созвездии Девы. Открыто несколько десятков других сверхскоплений (два ближайших находятся от нас на расстоянии 100 Мпк). Таким образом, Вселенной на самых разных уровнях присуща структурность: от ядер атомов до гигантских сверхскоплений галактик.
В конце 70-х гг. ХХ в. астрономы обнаружили, что галактики в сверскоплениях распределены не равномерно, а сосредоточены вблизи границ ячеек, внутри которых галактик почти нет. Теоретики предвидели возможность такого распределения галактик, а потому открытие не было неожиданным. Следовательно, согласно современным представлениям, для Вселенной характерна ячеистая (иногда говорят сетчатая, или пористая) структура.
В крупномасштабной структуре Вселенной не существует каких-либо особых, чем-то выделяющихся мест или направлений, поэтому в больших масштабах Вселенную можно считать не только однородной, но и изотропной.
2. Метагалактика и ее расширение. Вся охваченная современными методами астрономических наблюдений часть Вселенной называется Метагалактикой. В Метагалактике пространство между галактиками заполнено чрезвычайно разреженным межгалактическим газом, пронизывается космическими лучами, в нем существуют гравитационные и электромагнитные поля, а возможно, и невидимые массы вещества (не только «обычного», но и, например, состоящего из нейтрино).
В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл открыл замечательную закономерность: линии в спектрах подавляющего большинства галактик смещены к красному концу, причем смещение тем больше, чем дальше от нас находится галактика. Это интересное явление называется красным смещением.
Объяснив красное смещение эффектом Доплера, ученые пришли к выводу о том, что расстояние между нашей и другими галактиками непрерывно увеличивается. Конечно, галактики не разлетаются во все стороны от нашей Галактики, которая не занимает никакого особого положения в Метагалактике, а происходит взаимное удаление всех галактик. Это означает, что наблюдатель, находящийся в любой галактике, мог бы, подобно нам, обнаружить красное смещение, ему казалось бы, что от него удаляются все галактики.
Таким образом, Метагалактика нестационарна.
По красному смещению определены скорости удаления галактик. У многих галактик они очень велики, соизмеримы со скоростью света. Самыми большими скоростями, иногда превышающими 250000 км/c, обладают некоторые квазары, считающиеся самыми удаленными от нас объектами Метагалактики.
2. Возникновение Вселенной
Происхождение Вселенной — любое описание или объяснение начальных процессов возникновения существующей Вселенной, включая образование астрономических объектов (космогонию), возникновение жизни, планеты Земля и человечества. Существует множество точек зрения на вопрос происхождения Вселенной, начиная с научной теории, множества отдельных гипотез, и заканчиваяфилософскими размышлениями, религиозными убеждениями, и элементами фольклора.
Идея возникновения мира
Все концепции возникновения Вселенной условно можно разделить на две:
Это выражается прежде всего в достаточно серьёзных противоречиях в терминологии и языковых оппозициях таких как: сотворение — возникновение, творец — природа и т. д. Во всем остальном многие виды мировоззрения зачастую пересекаются и дублируют друг друга.
Дата возникновения Вселенной
Момент во времени, когда появился мир (Вселенная, звёзды, планеты и т. п.). Существует несколько научных и религиозных систем датировок.
Наука и естествознание
Большой взрыв
По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,13 млрд лет назад[2] из некоторого начального сингулярного состояния с гигантскими температурой и плотностью и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. В последнее время ученым удалось определить, что скорость расширения Вселенной, начиная с определённого момента в прошлом, постоянно увеличивается, что уточняет некоторые концепции теории Большого взрыва. Современная стандартная модель развития Вселенной в физической космологии (Лямбда-CDM модель) учитывает эти модификации. Но сейчас нельзя точно сказать как Вселенная возникла.
Другие теории
Согласно одной из альтернативных теорий (так называемой «бесконечно пульсирующей Вселенной»), мир никогда не возникал и никогда не исчезнет (или по другому рождается и умирает бесконечное количество раз), но обладает периодичностью, при этом под сотворением мира понимается точка отсчета после которой мир строится заново (она же обозначает иконец мира).
Объяснение ряда наблюдаемых или предполагаемых явлений, таких как сингулярности, возникающие при развитии массивных звёзд в «чёрные дыры» или существовавшие в «точке 0» в теории Большого взрыва, или асимметрия вещества и антивещества, могут быть найдены при допущении, что наша Вселенная — продукт процессов, имевших место в «Сверхвселенной», метрика которой больше наблюдаемой нами. Такими процессами могли быть соударение сверхмасс, или столкновение сверхмассы с нашей пространственно-временной метрикой, возникшее искривление которой вызывает эффект разбегания галактик, или прорыв в виде «сверхбелой дыры».
Для всех этих гипотез существенны:
]Креационизм и другие ненаучные концепции
Многие креационисты считают, что нет такого фундаментального противоречия между научными и религиозными концепциями, как кажется на первый взгляд. Считается, что многие термины, используемые в древних религиозных текстах, не следует понимать буквально и необходимо делать скидку на время и язык, использовавшийся в древности, и рассматривать их комплексно. К примеру, известный библейский сюжет о 6 днях творения следует понимать метафорично, хотя бы только потому, что, согласно тому же тексту, Солнце и Луна появились только на четвертый день, что ясно говорит о том, что как минимум все предыдущие «дни» (а, возможно, и последующие) не являются днями в общепринятом понимании этого слова и не тождественны суткам.
4. Эволюция звёзд
Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла[1]. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний вжелезо).
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез [2]. Большинство звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.
Формирование звёзд
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.
Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапсоблака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды.
Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды, в масштабе времени: К примеру, для Солнца лет.
По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1% от массы облака. Этот момент невидим, глобула непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.
Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласнозакону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт его скорость вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с экзопланетами.
Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.
В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением вещества, во внешних же слоях превалирует конвективный перенос энергии.
О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.
По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767[3][4] масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам; их судьба — это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.
Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального типа B-F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.
Звезды с такой массой уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса гидростатического ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем около 300[5][6] масс Солнца.
Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767[3][4] до около 300[7][6] солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.
Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгигантыуйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.
Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.
По прошествии определённого времени — от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.
Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе её формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.
Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.
То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.
На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.
Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет[4]. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в её ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем этот процесс может занять около миллиарда лет.
Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров.
Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевыйбелый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.
[править]Белые карлики
Основная статья: Белый карлик
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьёзную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.
В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра снейтронизацией его вещества.
То что происходит в дальнейшем, пока не ясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрывусверхновой звезды невероятной силы.
Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну[источник не указан 1440 дней]. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала — так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру это демонстрируют технециевые звёзды.
Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.
Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.
Нейтронные звёзды
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуютнейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.
Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые нейтронные звёзды совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.
[править]Чёрные дыры
Основная статья: Чёрная дыра
Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.
Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила.
Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект — это чёрная дыра, необходимо наблюдать егогоризонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.
В настоящий момент существуют только косвенные наблюдения. Так, наблюдая светимость ядер активных галактик, можно оценить массу объекта, на который происходит аккреция. Также массу объекта можно оценить по кривой вращения галактики или по частоте обращения близких к объекту звёзд, используя теорему вириала. Для многих галактик масса центра оказывается слишком большой для любого объекта, кроме чёрной дыры. Есть объекты с явной аккрецией вещества на них, но при этом не наблюдается специфического излучения, вызванного ударной волной. Из этого можно сделать вывод, что аккреция не останавливается твёрдой поверхностью звезды, а просто уходит в области очень высокого красного смещения, где согласно с современными представлениями (2009 год) никакой стационарный объект, кроме чёрной дыры, невозможен.
Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?
5. Планетарная система
Планетная система — система звезды и различных незвёздообразных астрономических объектов: планет и их спутников, карликовых планети их спутников, астероидов, метеороидов, комет и космической пыли, которые вращаются вокруг общего барицентра, то есть центра масс. Совместно одна или несколько звёзд и их планетные системы образуют звёздную систему. Наша собственная планетная система, в которую входит Земля, вместе с Солнцем образует Солнечную систему.
Происхождение и развитие планетных систем
Планетные системы вокруг звёзд типа Солнца обычно считаются сформировавшимися в ходе того же процесса, который привёл к образованию звёзд. Некоторые ранние теории использовали предположения о другой звезде, проходящей крайне близко к планетообразующей звезде и вытягивающей из него вещество, которое сливается и образует планеты. Но теперь известно, что вероятность такого сближения или столкновения слишком мала, чтобы считать эту модель жизнеспособной. Общепринятые современные теории доказывают, что планетные системы образуются из газо-пылевого облака, окружающего звезду. Под действием притягивающих сил (гравитационных и электромагнитных) происходит конденсация отдельных участков облака. Ввиду анизотропии газо-пылевого облака по плотности, составу и другим физическим свойствам, конденсация происходит в отдельных местах облака характеризующихся наибольшей плотностью.
По состоянию на конец 2011 года открыто 584 планетных системы[1]. Поскольку на таких расстояниях землеподобную планету весьма проблематично обнаружить современным оборудованием из-за её небольших размеров и массы, почти все обнаруженные экзопланеты — это в основном планеты-гиганты, которые ввиду больших размеров и масс могут являться только газовыми планетами. Однако в будущем, когда соответствующие технологии разовьются, учёные смогут обнаруживать не только такие планеты, но даже их луны и планетоиды. Недавно была обнаружена каменистая экзопланета у звезды Gliese 581, в декабре 2011 годабыли обнаружены каменистые планеты диаметром меньше земного. Этот безусловный успех, в свою очередь, свидетельствует о неуникальности нашей Солнечной звёздной системы и о многообразии миров в целом.
Согласно ряду космогонических теорий, в значительной части внесолнечных планетных систем экзопланеты также делятся на внутренние твердотельные планеты, подобные нашимпланетам земной группы, и внешние планеты, подобные нашим планетам-гигантам. Рассчитаны также иные устойчивые комбинации больших и малых планет на разных расстояних от своей звезды, которые теоретически возможны в планетных системах.
Некоторые планетные системы очень отличаются от нашей: планетные системы у пульсаров были выявлены по слабым колебаниям периода пульсации электромагнитного излучения. Пульсары образуются при взрыве сверхновых, а обычная планетная система не смогла бы перенести такой взрыв — или планеты испарились бы, или внезапная потеря большей части массы центральной звезды позволила бы им покинуть область притяжения звезды. Одна теория гласит, что существующие спутники звезды почти целиком испарились при взрыве сверхновой, оставив планетоподобные тела. Или же планеты могут каким-то образом формироваться в аккреционном диске, окружающем пульсар.
Планеты у пульсара PSR 1257+12 сравнимые по плотности с Землёй. Но появление жизни на них крайне маловероятно ввиду сильного радиационного излучения пульсара.
Обнаружены формирующиеся планетные системы вокруг планемо (коричневых карликов).
Некоторые из известных планетных систем