Этот курс посвящен ключевым проблемам современной астрофизики: рождению, эволюции и финальной стадии жизни звезд.
Некоторые из них, например, нейтронные звезды отличаются сверхвысокой плотностью вещества и сверхсильными магнитными полями — такие условия пока недостижимы для современных лабораторий. Как же ученые исследуют эти объекты?
В курсе вы познакомитесь с работой специалистов астрофизики высоких энергий и нейтринной астрономии и разберетесь, зачем люди изучают вспышки сверхновых, ускорение заряженных частиц на космических ударных волнах и высокоэнергитичные нейтрино.
А главы, посвященные теоретической и наблюдательной космологии, объяснят, как эта наука отвечает на вопросы о рождении Вселенной, динамике ее расширения и о формах материи ее заполняющих.
From the lesson
Звезды: от рождения до смерти
Данный раздел, состоит из трех лекций. Он посвящен вопросам образования звезд (где они образуются, как, из чего, при каких условиях), их жизни (эволюция звезд, основные параметры, определяющие характеристики звезд: время жизни, температуру поверхности, светимость и пр.) и смерти (конечная стадия эволюции звезд, и что происходит после нее).
Физик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий. Заведующий кафедрой "Космические исследования" Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого.
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] 23
февраля 1987 года в 7:36
всемирного времени, то есть тридцать лет назад приблизительно,
произошло грандиозное событие — вспышка сверхновой в Большом Магеллановом Облаке,
и эта вспышка, в отличие от других, была детально изучена и в нейтрино,
и в гамма-лучах, в радиоизлучении.
Поэтому удалось промоделировать и выяснить, что это за звезда.
На фотографии представлен один и тот же участок неба до вспышки и после вспышки.
Слева стрелкой показано, как выглядела эта звезда сутки назад перед вспышкой.
Эта звезда представляла собой (до вспышки) звезду с массой около 18 солнечных масс.
Возраст ее был 11 миллионов лет.
Из этих 11 миллионов лет практически все 11 миллионов
лет в основном водород перегорал в гелий, этот процесс очень медленный.
А потом, когда водород иссяк,
то произошло сжатие ядра.
Ядро сжалось, плотность повысилась, повысилась и температура,
и появилась возможность горения гелия и превращения его в углерод,
C12, ну а потом и другие — кислород, O16,
неон-20, магний-24 и так далее.
В итоге кремний-28 и заключительная стадия — никель-56.
Никель-56, радиоактивное ядро.
Дальше, дальнейший синтез ядер невозможен,
потому что он требует затраты энергии дополнительной.
Это наиболее устойчивое из этого ряда ядро.
Никель-56 сам, тем не менее, радиоактивен и распадается с периодом шесть дней,
распадается он в кобальт-56, а кобальт-56, в свою очередь,
распадается с периодом 77 дней в железо,
уже в стабильное железо-56 — то, которое мы наблюдаем здесь вокруг нас.
Тот факт, что именно радиоактивный кобальт
распался и там был выделен в большом количестве,
это удалось определить несколькими путями.
С одной стороны, были измерены прямо гамма-линии
радиоактивного кобальта — 847 и 1238 килоэлектронвольт.
А с другой стороны, еще более надежно, если мы посмотрим на кривой эволюции,
как изменялась светимость со временем в этой
туманности в логарифмическом масштабе, то мы увидим,
что там наклон соответствует точно 77 дней, точно периоду полураспада.
Если оценить, какое количество радиоактивного кобальта выделилось,
то выяснилось, что это огромное количество Co радиоактивного, порядка одной 12-й
массы Солнца, то есть это 30 тысяч масс Земли радиоактивного вещества.
Хорошо, что это было вдали от нашей Земли.
При этом во время взрыва выделилось, во-первых,
нейтрино и основная энергия пошла в нейтрино — 3 на 10 в 53-й эрга.
Это гигантская энергия, даже трудно ее с чем-то сравнить.
А кинетическая энергия газа, которая привела к разлету,
она уже была в сотню раз меньше — порядка 2 на 10 в 51-й эрга.
Но а излучение, которое мы, собственно, и регистрируем,
существенно еще в сотню раз было меньше – порядка 10 в 49-й эрга.
Ну вот, такова была судьба этой звезды.
Давайте посмотрим, как выглядела предсверхновая,
перед самым коллапсом, взрывом.
Если мы посмотрим на всю звезду, то она в основном состоит из водорода и гелия,
где водород доминирует — 75 %, 25 % только гелия.
Но если мы дальше посмотрим в самый центр, скажем,
в 60 раз увеличим масштаб и посмотрим ядро,
то дальше мы увидим, что там уже ядро почти целиком состоит из гелия,
а в центре — еще более тяжелые элементы.
Значит, если мы еще в 10 раз увеличим масштаб,
то увидим, что в центре там углерод,
кислород и более тяжелые элементы и так далее.
В итоге в области всего 5 тысяч километров сосредоточен
как раз кремний-28, из которого и сформировалось железо-56.
Такова история предсверхновой.
Вспышка сверхновой — это не только яркое зрелище,
мощный взрыв, огромное выделение энергии.
Это еще и процесс, который приводит к обогащению межзвездной
среды химическими элементами, важными, в частности, и для нас.
Например: углерод,
из которого органика вся состоит; железо,
которое гемоглобин нашей крови; кислород,
которым мы дышим – фактически мы состоим из праха звезд.
Вот из праха звезд, который появился в результате взрыва сверхновых.
И поэтому это имеет большое значение и для нас.
Вот так выглядела эта сверхновая 87A через восемь лет.
Смотрите, какая красивая корона.
Это ударная волна, которая возникла при взрыве,
она дошла до диска аккреционного,
находящегося вокруг этой звезды, и возбудила в нем вот такое свечение.
Тут такие стоячие волны, и вот они сгенерировали такие яркие пятна.
Теперь, картина была еще более сложная.
Вот через некоторое время появилось еще два кольца, но мы сбоку смотрим,
поэтому они в виде эллипсов.
Они возникли в результате направленных потоков излучения.
Взрыв сверхновой был асимметричен.
Ну а что же будет через тысячу лет?
Вот это мы можем посмотреть на примере другой вспышки сверхновой,
которая произошла в 1054 году.
Ударная волна, которая возникла при вспышке сверхновой,
она породила туманность, которая называется нынче Крабовидной туманностью.
В центре остался остаток этой звезды — нейтронная звезда.
Крабовидная туманность сыграла большую роль в истории открытия нейтронных звезд.
Сами нейтроны были открыты в 1932 году,
а Бааде и Цвики в 1933
году выдвинули гипотезу о том,
что в звездах протоны могут поглотить электроны и
превратиться в нейтроны, и тогда звезда типа Солнца
может превратиться в компактную нейтронную звезду.
Вот это впервые была выдвинута такая идея.
Тогда она казалась довольно сомнительной.
Тем не менее они оценили, что при этом должна выделиться огромная энергия,
большой взрыв, и этот взрыв должен проявляться в том,
что образуется какая-то расширяющаяся туманность.
Они посмотрели на небо, нашли вот эту туманость, промерили,
что она расширяется со скоростью порядка 3 тысяч км/с во все стороны.
Если посмотреть размер этой туманности и разделить на скорость ее разлета,
то можно определить, что приблизительно тысячу лет назад она и образовалась,
и произошел взрыв сверхновой.
И вот они поэтому ткнули пальцем в центре и сказали, что там, наверное,
остался остаток этого взрыва — нейтронная звезда.
Самое удивительное, тогда, когда они это говорили,
это казалось такой гипотезой очень сомнительной.
Но самое удивительное, что они были правы,
и в 1967 году та нейтронная звезда была открыта англичанами.
Открытие в 67-м году вызвало необычную реакцию.
Дело в том, что нейтронная звезда эта генерировала
строго периодические сигналы, которые периодически шли,
с определенным периодом, потому что нейтронная звезда быстро вращалась
и чиркала по Земле своим джетом, так возникали импульсные сигналы.
Сначала думали, что авторы открытия обнаружили внеземную цивилизацию,
и это казалось настолько важным, что было засекречено даже открытие.
Лишь много позже, уже не в 67-м, а в 68-м году,
когда поняли, что это не внеземная цивилизация,
а просто вращающаяся, быстро вращающаяся нейтронная звезда,
после этого результаты этого наблюдения были опубликованы.
Надо сказать, что это потрясающее открытие фактически Бааде и Цвики,
которые ткнули пальцем в небо и попали на нейтронную звезду.
Это особенно удивительно, потому что остальные нейтронные звезды,
которые в последующие годы изучали, их тысячи сейчас известны,
они в оптике вообще не излучают, а эта излучает.
Им потрясающе повезло.
Ознакомьтесь с нашим каталогом
Присоединяйтесь бесплатно и получайте персонализированные рекомендации, обновления и предложения.
Варшалович Дмитрий АлександровичФизик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий.
