Релятивитские объекты

СРОП

Релятивистские объекты

1.                 Белые карлики

Белые карлики – звезды, имеющие большую массу (порядка солнечной) и малый радиус (радиус Земли), что менее предела Чандрасекара для выбранной массы, являющиеся продуктом эволюции красных гигантов. 

Процесс производства термоядерной энергии в них прекращен, что приводит к особым свойствам этих звезд. Согласно различным оценкам, в нашей Галактике их количество составляет от 3 до 10 % всего звездного населения.

Механизм образования:

Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца.

Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта.

Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью.

Рисунок 1. Механизм образования белого карлика

Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.

Виды белых карликов

Рисунок 2. Некоторые белые карлики в шаровом скоплении NGC 6397, снимок Хаббла

Спектрально их разделяют по двум группам. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80 % от общего количества), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого отсутствуют водородные линии.

Американский астроном Ико Ибен предложил различные сценарии их происхождения: в виду того, что горение гелия в красных гигантах неустойчиво, периодически развивается слоевая гелиевая вспышка.  Он удачно предположил механизм сброса оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и в период между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.

Рисунок 3. Строение белого карлика

2.     Поляры

Поляры (или системы типа AM Геркулеса) являются разновидностью катаклизмических переменных и представляют собой тесные двойные системы, состоящие из обычной звезды и белого карлика, обладающего крайне сильным магнитным полем.

Рисунок 4. Поляр

Из-за переполнения звездой главной последовательности своей полости Роша, вещество с нее перетекает на белый карлик, однако аккреционный диск при этом не образуется из-за влияния магнитного поля карлика, которое также ответственно за синхронизацию периода вращения белого карлика с орбитальным периодом двойной системы.

Поляры являются яркими источниками в рентгеновском, оптическом и инфракрасном диапазонах волн.

На сегодняшний день известно более 140 поляров, исследование подобных объектов дает возможность разобраться во влиянии магнитных полей на процессы аккреции.

3.     Пульсары

Пульсары представляют собой быстро вращающиеся нейтронные звезды с мощным магнитным полем.

Пульсары составляют особый класс нейтронных звёзд, магнитное поле которых наклонено к оси вращения тела. Иначе говоря, географические и магнитные полюса пульсаров находятся довольно далеко друг от друга. 

Частицы, вылетающие с поверхности звезды, ускоряются магнитным полем до очень высоких энергий. 

Несовпадение географических и магнитных полюсов позволяет частицам под определенным углом вырваться за пределы гравитационного поля и направленным лучом отправиться, в сторону нашей планеты.

Первый пульсар был обнаружен британскими учёными Джоселин Белл (род. 1943) и Энтони Хьюишем (род.1924) в 1967. В 1974 году Хьюиш получил Нобелевскую премию по физике.

Рисунок 5. Крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар PSR Bo531 + 21

4.     Нейтронная звезда

Нейтронная звезда — космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Рисунок 6. Строение нейтронной звезды

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10¹⁷ кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Нейтронные звёзды — одни из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой.

Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить.

Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях.

В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический раиомаяк». Но любая обычная звёзда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

5.     Кварковые звезды

Идея кварковых звезд была развита в заметке Ито 1970 года, а в 1971 году Бодмер показал возможность существования странного кваркового вещества, составленного из трех типов кварков — u, d и s.

Если составить вещество только из кварков u и d, то оно при низком давлении распадется на обычные нуклоны, а странное кварковое вещество устойчиво даже при нулевом давлении.

Особую популярность эта идея приобрела после появления в 1984 году статьи Виттена о кварковых крупицах — сгустках невидимого кваркового вещества, составленного из u, d и s-кварков, которое может быть стабильным.

Согласно Виттену, такие крупицы (их еще называют «странглеты», или «страпельки») могли остаться во Вселенной после Большого взрыва и образовать темную материю, а объединяясь под действием гравитации, они могли бы сформировать кварковые звезды. Другое название таких звезд — странные звезды.

Рисунок 7. Изображение Нейтронной и Кварковой звезд

Другой путь образования кварковых звезд — это фазовый переход от адронной к кварковой материи в недрах нейтронных звезд.

Для объяснения этой идеи иногда привлекают простые геометрические соображения. Зная размер и массу нуклона, легко оценить, что уже в обычных атомных ядрах с плотностью примерно 280 мегатонн на миллилитр нуклоны почти соприкасаются. Кажется естественным предположить, что при значительно более высокой плотности во внутреннем ядре нейтронной звезды нуклоны раздавят друг друга и кварки смогут свободно перемещаться по всему внутреннему ядру. Группировка кварков по три в нуклоны исчезает, и вещество можно рассматривать как кварковую жидкость.

Кроме моделей кварковых звезд теоретики строят также модели гибридных звезд, в которых кварковое ядро окружено слоем обычного вещества (такую идею в 1969 году предложили те же Иваненко и Курдгелаидзе). Например, во многих работах рассматриваются нейтронные звезды, внутреннее ядро которых состоит из кварковой материи, а в некоторых даже белые карлики и планеты с подобным ядром.

Кварковое вещество, если оно существует, имеет еще более необычные свойства, чем вещество нейтронной звезды.

Например, в 1998 году сразу две группы ученых показали, что оно может находиться в «цветном сверхпроводящем состоянии», то есть в состоянии, обладающем свойствами сверхпроводника по отношению не только к электрическому заряду, но и к специфической квантовой характеристике кварка, называемой цветом. На поверхности звезды, состоящей из такого вещества, могут возникать электрические поля напряженностью до 1019 вольт на сантиметр. Такое поле может соперничать даже с гравитацией — оно может раздуть кварковую звезду на 15%.

6.     Черные дыры

Черной дырой в классическом понимании называют область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько сильно, что ее не могут покинуть никакие объекты, движущиеся со скоростью света.

Граница черной дыры называется горизонтом событий, а ее размер — гравитационным радиусом.

Черные дыры притягивают к себе материю, которая образовывает вокруг них аккреционный диск — гигантскую структуру вокруг черной дыры, которая быстро вращается.

 Именно из-за материи, светящейся во время вращения, ученым и удалось обнаружить существование черных дыр. При этом внутрь черной дыры попадает лишь небольшое количество этой материи, остальное отправляется обратно в космос в виде струи плазмы или джета, траектория которой совпадает с линиями магнитного поля. У некоторых черных дыр скорость движения этой плазмы достигает 99% от скорости света.

Рисунок 8. Черная дыра

Существует несколько типов черных дыр:

·                     Черная звезда звездной массы. Такие объекты, согласно общепринятым гипотезам, возникают в результате коллапса звезды. Минимальная масса тела, которая должна создать такой объект, составляет около трех солнечных.

·                     Черная звезда средней массы. Промежуточный этап черной дыры, которая увеличилась за счет поглощения в себя газовых скоплений либо соседней звезды в системах парных звезд.

·                     Сверхмассивные черные дыры. Объекты с массой с 10⁵–10¹¹ масс Солнца с достаточно невысокой плотностью и слабыми приливными силами. Именно такая черная дыра находится в центре Млечного пути.

·                     Ультрамассивные черные дыры.  Например, в центре галактики Holm 15A, самой яркой в скоплении галактик Абель, ученые недавно обнаружили ультрамассивную черную дыру с массой в 40 млрд солнечных. Пока это самый тяжелый объект во Вселенной, известный ученым. Обнаружить объект исследователям удалось в ходе наблюдений за движением звезд в этой галактике. Его масса вдвое больше, чем у предыдущих рекордсменов. Кроме того, он в 10 000 раз массивнее, чем черная дыра Стрелец А* в центре Млечного пути.

Скачано с www.znanio.ru