Эволюция Звезд.Нейтронная звезда,как один из результатов естественной смерти Звезд.

Эволюция Звезд. Нейтронная звезда, Как один из результатов Естественной смерти Звезды     В   этой   работе   дается   обзор   современного   состояния   теории   и   близкое рассмотрение нейтронной звезды, как один из конечных продуктов Эволюции звёзд, и  как   таковой   в   целом.  Рассматриваются   объекты,  долгое   время   существующие только “на бумаге”, в различных теориях астрофизики.   Но для начала я хотел бы обратиться к теории Эволюции звезд, последняя стадия которой взята за основу моей работы.  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. Основные фазы в эволюции звезды ­ ее рождение; длительный период (обычно стабильного)   существования   звезды   как   целостной   системы,   находящейся   в гидродинамическом и тепловом равновесии; и,   наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.   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. Звезды   ­   это   огромные   раскаленные   солнца,   но   столь   удаленные   от   нас   по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.  В   звездах   сосредоточена   основная   масса   (98­99%)   видимого   вещества   в известной нам части Вселенной. Звезды ­ мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем   вещество   в   привычных   для   нас   земных   условиях.   Плазма   ­   это   четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой   ионизированный   газ,   в   котором   положительные   (ионы)   и   отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга. В земных условиях плазма встречается очень редко ­ в электрических разрядах в газах, молнии, в процессах горения и взрыва и т.д. Около Земли плазма существует в виде солнечного ветра, радиационных   поясов,   ионосферы   и   др.   Зато   во   Вселенной   в   состоянии   плазмы находится   подавляющая   часть   вещества.   Кроме   звезд,   это   ­   межзвездная   среда, галактические туманности и др. Итак, строго говоря, звезда ­ это не просто газовый шар, а плазменный шар. Звезда представляет своего рода огромный котел, порождающий и сжигающий водород, Масса звезды теряется не столько за счет горения водорода, сколько за счет   электромагнитного   излучения   и   звездного   ветра,   уносящего   протоны, нейтроны,  электроны   и  другие   частицы.  Однако   равновесие   звезды   сохраняется, поскольку действуют законы Гука и Ньютона. На изображении наглядно показана структура Эволюции звезд, в которой мы можем наблюдать, в некотором случае, циклическую последовательность.     Это   связанно   с   тем,   что   при   взрыве   Сверхновой   образуется   Остаток   результат   произошедшего сверхновой   —   газопылевое   образование, катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка   сверхновой   разлетается   во   все   стороны,   образуя   расширяющуюся   с огромной   скоростью   ударную   волну,   которая   и   формирует   остаток   сверхновой. Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и поглощаемого ударной волной межзвёздного вещества.    Свободное расширение выброшенного вещества, продолжается до тех пор, пока масса поглощённого ударной волной межзвёздного вещества значительно не превысит массу выброшенного звёздного материала. Продолжительность стадии от десятков до нескольких сотен лет, в зависимости от плотности окружающей газовой среды. Основная составляющая межзвездной среды ­ межзвездный газ, который, как и вещество   звезд,   состоит   главным   образом   из   атомов   водорода   (около   90%   всех атомов)   и   гелия   (около   8%);   2%   представлены   остальными   химическими элементами (преимущественно кислород, углерод, азот, сера, железо и др.). Общая масса молекулярного газа в нашей Галактике равна примерно 4 млрд масс Солнца, что составляет примерно 2% всей массы вещества Галактики. Из этого вещества ежегодно образуется примерно 10 новых звезд! Межзвездный   газ   существует   как   в   атомарном,   так   и   в   молекулярном состоянии (наиболее плотные и холодные части молекулярного газа). При этом он обычно   перемешан   с   межзвездной   пылью   (которая   представляет   собой   твердые мельчайшие тугоплавкие частицы, содержащие водород, кислород, азот, силикаты, железо),  образуя   газопылевые   образования,  облака.   Революционное   значение   для космохимии   имело   открытие   в   газопылевых   облаках   различных   органических соединений   ­   углеводородов,   спиртов,   эфиров,   даже   аминокислот   и   других соединений, в которых молекулы содержат до 18 атомов углерода.  К настоящему времени в межзвездном газе открыто свыше 40 органических молекул.   Чаще   всего   они   встречаются   в   местах   наибольшей   концентрации газопылевого вещества. Естественно возникает предположение, что органические молекулы   из   межзвездных   газопылевых   облаков   могли   способствовать возникновению простейших форм жизни на Земле.  Газопылевые   облака   находятся   под   воздействием   различных   сил (гравитационных, электромагнитных, ударных волн, турбулентности и др.), которые либо замедляют, либо ускоряют неизбежный процесс их гравитационного сжатия и постепенного превращения в протозвезды. Таким   образом,   сразу   после   Большого   взрыва,   а   затем   в   процессе формирования   звёзд   и   при   взрывах   сверхновых,   во   Вселенной   происходит превращение вещества – формирование его ядерного состава. Можно отметить, что именно   модель   Большого   взрыва,   краткий   набросок   которой   был   дан   выше, способна   описать   эволюцию   элементов   во   Вселенной   и   количественно продемонстрировать их распространённость на сегодняшний день.    Наиболее распространённым элементом во Вселенной является водород. На втором месте находится гелий – его не более 10% от количества водорода. Многие данные   о   содержании   гелия   в   различных   астрофизических   объектах   Вселенной свидетельствуют   в   пользу   модели   его   происхождения   в   первые   минуты   после Большого взрыва.     Вслед   за   гелием   в   периодической   системе   элементов   находятся   более тяжёлые элементы – литий (Li), бериллий (Be) и бор (В). Эти элементы, в отличие от   водорода   и   гелия,   должны   скорее   разрушаться,   чем   образовываться,   при первоначальных   гигантских   температурах   Вселенной.   И   действительно,   по сравнению с водородом и гелием, их чрезвычайно мало в межзвёздном пространстве и в составе звёзд. Ещё более тяжёлые ядра – вплоть до железа (Fe) ­ образуются в результате слияния (реакций синтеза) в недрах горящих звёзд. Их относительная распространённость   диктуется   законами   ядерных   реакций,   приводящих   к   их формированию,   и   свойствами   самих   атомных   ядер.   Синтез   элементов   тяжелее железа   также   происходит   в   результате   ядерных   реакций,   но   отличающихся   от реакций   характерных   для   более   лёгких   элементов.   Отсюда   видно,   что   изучение распространённости   элементов   во   Вселенной   –   один   из   путей   изучения   тех физических процессов, которые происходят на разных стадиях её развития. Это – одна из важнейших задач астрофизики. Большую роль в звездной эволюции играет межзвездная среда, тесно связанная со   звездами:   в   межзвездной   среде   они   рождаются,   а   «умирая»,   отдают   ей   свое вещество.   Таким   образом,   между   звездами   и   межзвездной   средой   происходит кругооборот вещества: межзвездная среда > звезды > межзвездная среда. В ходе такого кругооборота межзвездная среда обогащается создаваемыми в недрах звезд химическими элементами. Около 85% всех химических элементов тяжелее гелия возникло   на   заре   нашей   Галактики,   примерно   15   млрд   лет   назад.   В   то   время происходил   интенсивный   процесс   звездообразования,   а   время   жизни,   эволюции массивных звезд было относительно коротким. Лишь 10­13% химических элементов (тяжелого гелия) имеют возраст менее 5 млрд лет.  Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из­за слишком   быстрого   спада   внутренних   слоёв   звезды   к   центру.   Звезда   быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10 км, а плотность её в таком состоянии составляет 1017 кг/м3, что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно   поэтому   она   называется  «нейтронной».  Её  начальная  температура   около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать. Сердцевины звезд, оставшихся после взрыва сверхновых, принадлежат звездам, значительно более массивным, чем те, серцевины которых стали белыми карликами. Таким образом, мы имеем дело с состоянием вещества, намного более горячим и плотным, чем у белого карлика.  Чтобы понять это состояние вещества, вернемся к истории теории массивной звезды до того, как она стала сверхновой. После образования ядер группы железа процессы синтеза прекращаются и сердцевина звезды начинает сжиматься. В этот момент сжимающаяся сердцевина внезапно встречает сопротивление и отскакивает назад. Именно этот отскок заставляет звезду взорваться и потерять оболочку.  Что же заставляет сердцевину звезды отскочить назад?   Когда   сердцевина   сжимается,   она   начинает   нагреваться.   Приток   тепловой энергии начинает разбивать сильно связанные ядра группы железа. Этот процесс обратен   процессу   синтеза,   в   котором   извлекается   энергия   по   средством обьединения   более   легких   ядер   и   образования   тяжелых.Здесь   же   тяжелое   ядро разбивается   на   части,   поглощая   энергию,   поставляемую   нагретой   сердцевиной. Разрушение ядер приводит к появлению свободных протонов и нейтронов.   Нейтрон в лаборатории не может логое время оставаться стабильным. Еслив любой   момент   времени   у   нас   имеется   группа   свободных   нейтронов,то   по прошествии примерно 12 минут половина из них распадется на протоны,электроны и антинейтрино.  Реакцию можно записать в виде  n­>p+(e­)+(v­) (Знак   минус   в   символе   (е­)   означает   что   электрон   отрицательно   заряжен, черточка в символе (v­)означает, что антинейтрино, т.е. античастица по отношению к нейтрино ).   Однако   в   сердцевине   нейтроны   не   распадаются.   Происходит   совершенно обратное! протоны в сердцевине соединяются со свободными электронами, образуя дополнительные нейтроны : p+(e­)­>n+v   Этот процесс называется нейтронизацией  вещества. В обычных условиях в земной   лаборатории   он   не   происходит,   но   становится   вполне   рядовым   в   том необычайном   состоянии   вещества,   которое   имеется   в   сжимающейся   сердцевине. Таким образом,  весьма быстро  сердцевина  становится  состоящей  в  основном  из нейтронов.  Эти нейтроны теперь играют ту же роль в создании давления вырождения, что и электроны в белых карликах. К нейтронам применим тот же принцип Паули, не позволяющий им стать слишком тесно упакованными. Именно это сопротивление в первую   очередь   ответственно   за   отскок   сердцевины,   предшествующий   взрыву сверхновой.    Как   только   оболочка   будет   сброшена   взрывом,   сердцевина   начнет   опять сжиматься и вновь вступит в действие давление вырожденных нейтронов. Эта звезда из­за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась   невозможной   для   наблюдения.   Но   через   некоторое   время   были обнаружены пульсары. Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они   так   из­за   кратковременного   излучения   радиоимпульсов.   Т.е.   звезда   как   бы «мигает».   Это   открытие   было   сделано   совершенно   случайно   и   не   так   давно,   а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения. Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой». Нейтронные   звёзды   являются   «трупами»   взорвавшихся   сверхновых.   Их размеры не превышают размеры небольшого города, а масса обычно порядка массы Солнца.   Таким   образом   протоны   и   электроны   в   нейтронных   звёздах   настолько близко сжаты друг к другу, что образуют нейтроны. Плотность нейтронных звёзд может в несколько раз превышать плотность вещества в атомных ядрах. Все эти особенности   делают   нейтронные   звёзды   уникальным   объектом   для   изучения вещества в сверхплотных состояниях.   Нейтронная звезда устойчива также в отношении случайных возмущений ее структуры в ту или другую сторону. Вопрос о верхнем пределе массы не вполне выяснен. Не исключено, что массы нейтронных звезд могут достигать 2­3 солнечных масс. История нейтронных звезд начинается с 1932 г., когда английский физик Дж. Чэдвик открыл нейтроны. Весть об открытии быстро докатилась до Копенгагена. Как­то вечером один из основателей современной физики атома датчанин Н. Бор обсуждал новость с гостившими в его институте Л. Розенфельдом и Л. Д. Ландау. Именно   тогда   Л.   Д.   Ландау   предположил,   что   могут   существовать   холодные плотные   звезды,   состоящие   из   нейтронов.   Об   этом   разговоре   известно   из воспоминаний   Л.   Розенфельда.   Два   года   спустя   появилась   статья   американских астрономов   В.   Бааде   и   Ф.   Цвикки.   Они   также   предсказали   существование нейтронных   звезд   и   предположили,   что   эти   звезды   образуются   при   взрыве сверхновых.  Еще с начала 30­х годов, как только возникли теоритические представления о нейтронных звездах, ожидалось, что они должны проявить себя как космические источники   рентгеновского   излучения.   Эти   ожидания   оправдались   через   40   лет, когда были обнаружены барстеры и удалось доказать, что их излучение рождается на   поверхности   горячих   нейтронных   звезд.   Но   первым   открытыми   нейтронными звездами оказались все же не барстеры, а пульсары, проявившие себя ­ совершенно неожиданно ­ как источники коротких импульсов радиоизлучения, следующих друг за другом с поразительно строгой периодичностью. Нейтронные звёзды — одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями    Более  тридцати  лет   после  теоретического   предсказания  не  было  никаких наблюдательных   подтверждений   существования   нейтронных   звезд.   Первая нейтронная   звезда   —   радиопульсар   PSR   1919+21   —   была   открыта   английским радиоастрономом А. Хьюишем и его группой лишь в 1967 г. Уже спустя несколько лет   нейтронные   звезды   стали   привычными   (и   интереснейшими!)   объектами наблюдений. Открытие пульсаров отмечено Нобелевской премией по физике в 1987 г. Очень   короткие   периоды   пульсаров   послужили   первым   и   самым   веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов как вращающихся нейтронных звезд. Звезда   со   столь   быстрым   вращением   должна   быть   исключительно   плотной. Действительно,   само   ее   существование   возможно   лишь   при   условии,   что центробежные силы, связанные с вращением, меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Центробежные силы не могут разорвать звезду, если центробежные ускорение на экваторе Ω2R меньше ускорения силы тяжести GM/R2. Здесь M,R ­   ­   угловая   частота   ее   вращения,   G­Гравитационная масса   и   радиус   звезды,   постоянная. Из Неравенства для ускорения  Ω Ω2R < GM/R2  следует неравенство для средней плотности звезды:  >≈ρ Ω2/G M/R3   Если   взять   период   пульсары   Крабовидной   туманности,   Р=0.033с,   то Ω π =2 /P,   составит   приблизительно соответствующая   ему   частота   вращения,   200рад/с. На этом основании найдем по соотношению нижний предел его плотности ρ 3.   Это   очень   значительная   плотность,   которая   в   миллионы   раз >6*10:14   кг/м превышает   плотность   белых   карликов   ( 10≈ 3  кг/м3)   ­   самых   плотных   из наблюдавшихся до этого звезд. Оценка плотности по периоду "миллисекундного" пульсара   с   частотой   вращения   больше   4000рад/с   приводит   к   еще   большему ρ   >2*10 17кг/м3.   Эта   плотность   приближается   к   плотности   вещества значению:   внутри атомных ядер ( 10≈ 18 кг/м3). Столь компактным, сжатыми до такой высокой степени могут быть лишь нейтронные звезды: их плотность действительно близка к ядерной.   Этот вывод подтверждается всей 15­летней историей изучений пульсаров.   Но каково происхождение быстрого вращения нейтронных звезд­пульсаров? Оно несомненно вызвано сильным сжатием звезды при ее превращении из "обычной" звезды в нейтронную. Звезды всегда обладают вращением с той или иной скоростью или периодом. Солнце, например, вращается вокруг своей оси с периодом около месяца. Когда звезда   сжимается,   ее   вращение   убыстряется.   С   ней   происходит   то   же,   что   и   с танцором на льду: прижимая, к себе руки, танцор ускоряет свое вращение.   Здесь   действует   один   из   основных   законов   механики   ­   закон   сохранения момента импульса. Из него следует, что при изменении размеров вращающегося тела изменяется и скорость его вращения. Но остается неизменным произведение M RΩ 2(которое и представляет собой ­ с точностью до несущественного числового ­ частота вращения тела, M ­ множителя ­ момент импульса). В этом произведении  его масса, R ­ размер тела в направлении, перпендикулярном оси вращения, который Ω в   случае   сферической   звезды   совпадает   с   ее   радиусом.   При   неизменении   маасе остается   постоянным   произведение   RΩ 2,и,   значит,   с   уменьшением   размера   тела частота его вращения возрастает по закону    R­2   (подобно)  Ω   Нейтронная   звезда   образуется   путем   сжатия   центральной   области,   ядра звезды, исчерпавшей запасы Ядерного топлива. Ядро успевает еще предварительно сжаться   до   размеров   белого   карлика   R 10≈ 7  .   Дальнейшее   сжатие   до   размера нейтронной   звезды   R~104  означает   уменьшение   радиуса   в   тысячу   раз. Соответственно в миллион раз должна возрасти частота вращения и во столько же раз должен уменьшится ее период. Вместо, скажем, месяца звезда совершает теперь один оборот вокруг своей оси всего за 3 секунды. Более быстрое исходное вращение дает и еще более короткие периоды.   Сейчас   известны   не   только   пульсары,   излучающие   в   радиодиапазоне,­   их называют радиопульсарами, но и рентгеновские пульсары, излучающие регулярные импульсы рентгеновских лучей. Они тоже оказались нейтронными звездами; в их физике   много   такого,   что   роднит   их   с   барстерами.   Но   и   радиопульсары,   и рентгеновские   пульсары   отличаются   от   барстеров   в   одном   принципиальном отношении: они обладают очень сильными магнитными полями. Именно магнитные поля   ­   вместе   с   быстрыми   вращением   ­   создают   эффект   пульсации,   хотя   и действуют эти поля по­разному в радиопульсарах и пульсарах рентгеновских. Относительная   плотность   типичного   карлика   Сириус   В   5,1*104,   для   него период адиабатических пульсаций около 1 минуты и лишь для крайнего случая LP ≈ 357­186   P 1   сек.   Но   период   пульсации   Крабовидной   туманности   0,033   сек. невозможно объяснить плотностями белых карликов, нужна плотность на два­три порядка   выше.   Нейтронные   звезды   обладают   еще   более   высокой   плотностью, 14 г/см3 ; например, при радиусе 10 км и массе, равной солнечной, плотность  5*10 ρ≈ но у такой звезды период пульсации равен 0,5 миллисекунды, т.е. на два порядка меньше самого короткого периода, известного у пульсаров. Таким образом, для пульсации белых карликов периоды пульсаров слишком коротки, а для пульсации нейтронных звезд ­ слишком велики. С количественной стороны к периодам пульсации пульсаров лучше подходит период вращения нейтронной звезды. Действительно , если масса звезды остается неизменной, то, в силу сохранения момента вращения, у нее должно сохраниться неизменным произведение ?*I, где I ­ момент инерции звезды, величина которого у однородной звезды равна 2/5   R2  и уменьшается при уплотнении звезды к центру. Требуется очень большая степень неоднородности, чтобы коэффициент при ?*R2 был существенно другим. Поэтому, если звезда эволюционирует неизменной массой, то   произведение   ?*R2  приблизительно   постоянно,   и   когда   звезда   сжимается   в размерах от 106 до 100 км, ее угловая скорость должна возрасти в 108 раз, и так, что первоначальный период вращения звезды в 10 суток уменьшится до 0,01 сек. Учет выброса части массы может увеличить это значение на порядок. Нейтронная  звезда  уже  не  располагает  ядерными  источниками  энергии,  она излучает   только   за   счет   гравитационной   энергии   при   сжатии.  Однако   импульсы радиоизлучения у пульсаров настолько сильны, что не только причину пульсации но и самую энергию пульсации следует искать в энергии вращения. У тех пульсаров, расстояние   до   которых   известно,   можно   подсчитать   мощность   излучения.   У пульсаров Крабовидной туманности она достигает 1035 эрг/сек, что на 1,5 порядка превышает мощность излучения Солнца.     Нейтронные   звёзды   являются   одними   из   самых   интересных   и   загадочных астрофизических объектов. Учёные предполагают, что в недрах нейтронных звёзд могут существовать экзотические формы материи, такие как конденсаты различных элементарных частиц или кварковое вещество. Интересный факт ­ Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды весит около десяти миллиардов тонн.