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.
5.1 Как массивная звезда готовится к превращению в нейтронную?
Loading...
From the course by Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University
Астрофизика: от звезд до границ Вселенной
35 оценки
Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University
35 оценки
From the lesson
Нейтронные звезды: вещество в экстремальном состоянии
Данный раздел, состоит из пяти лекций. Он посвящен специфическому разделу современной астрофизики – изучению нейтронных звезд. Это очень интересные астрофизические объекты, в которых реализуются экстремальные недостижимые в лабораториях физические условия: сверхсильные магнитные, гравитационные поля, сверхядерные плотности вещества, при которых такие эффекты, как сверхпроводимость и сверхтекучесть, наблюдаются при очень высоких температурах и др.
Meet the Instructors
Варшалович Дмитрий АлександровичФизик-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]
Несколько коротких рассказов о том, что такое нейтронная звезда,
как она рождается и как наблюдают нейтронные звезды.
Нейтронная звезда — это маленькая звездочка с радиусом всего 10 км и массой
приблизительно 1,4 массы Солнца.
Она рождается в результате взрыва сверхновой и представляет из себя,
по сути, ее звездный остаток.
Образован этот остаток в основном нейтронами,
отсюда и название нейтронной звезды.
Средняя плотность вещества в нейтронных звездах составляет 2-3 ядерных плотности,
а в центрах наиболее массивных звезд с массой около
2 солнечных масс она может достигать 10 ядерных плотностей.
Это означает,
что сантиметровый кубик такого вещества весит несколько миллиардов тонн.
Нейтронная звезда очень компактна и следствием является не только высокая
плотность вещества, но и сильное гравитационное поле,
которое создает такая звезда.
В результате сильное гравполе сильно искривляет пространство-время.
Около звезды и в жизни звезды становятся очень важными эффекты общей теории
относительности.
Эти эффекты обязательно учитывают наблюдатели, когда обрабатывают наблюдения
и получают, например, тепловое излучение с поверхности нейтронной звезды.
Помимо гравитационного,
мощного гравитационного поля звезды обладают очень сильным магнитным полем.
Магнитное поле маленькой нейтронной звезды может в 10¹⁴ раз превышать земное.
Кроме того, эти звезды очень быстро вращаются,
делая до 1000 оборотов в секунду.
Молодая энергичная звезда испускает мощный
релятивистский поток замагниченной электрон-позитронной плазмы,
которая надувает вокруг звезды своего рода плазменный пузырь, его зовут пульсарная
туманность, и приводит к формированию струйных релятивистских выбросов, джетов,
которые столь подвижны, что их динамику удается наблюдать в реальном времени.
Итак, какие же звезды имеют шанс стать нейтронными?
Но, прежде чем рассказать об этом, разрешите я напомню, что массы звезд
принято взвешивать в единицах массы Солнца как самой типичной звезды нашей Галактики.
Большинство звезд в нашей Галактике маломассивные, например, три четверти
звезд в окрестности звездной системы имеют массу от 0,07 до половины солнечной массы.
Вот. И в современную эпоху Галактика рождает
звезды весьма неспешно, приблизительно 1-5 солнечных масс в год,
хотя в прежние времена, конечно, были вспышки звездообразования.
И последнее, что я напомню о том, что в жизни каждой звезды есть 3 главных этапа.
На первом звезда зарождается в газопылевом облаке молекулярного водорода,
на втором она прожигает вобранный из облака водород в более тяжелые элементы,
а на третьем этапе у нее есть 3 варианта развития: либо она взрывается с разлетом
в межзвездную среду, с полным разлетом в межзвездную среду всего вещества,
либо схлопывается в черную дыру, либо взрывается,
сбросив большую часть вещества и оставив после себя компактный остаток.
Этим компактным остатком может быть либо белый карлик с массой
приблизительно в 1 массу Солнца и размером с нашу Землю,
несколько тысяч километров по радиусу, либо маленькая компактная
звездочка с массой от 1 до 2 массы Солнца и размером всего 10 километров.
Дело в том, что свой конечный этап звезда даже не выбирает,
он фактически предопределен ее массой на тот момент...
массой того водорода, который она успеет вобрать в себя из облака на тот момент,
когда этот водород в ней загорится.
Наблюдения показывают,
что звезда успевает вобрать от 0,01 до 150 масс водорода,
ну значит, все начальные массы звезд и сосредоточены в этом диапазоне.
Правда, звезды с низкой металличностью могут достигать максимальной массы этих
звезд, могут достигать 300 солнечных масс, но это уже другая история.
Соответственно, чем больше масса звезды, тем короче ее жизнь,
ведь такие тяжеловесы обладают достаточно сильным гравитационным полем,
которое стремится схлопнуть и сжать эту звезду.
И для того, чтобы выжить и не сколлапсировать,
звезда каким-то образом должна развивать противодавление в своем веществе.
А для этого у звезды есть только один способ: каким-то образом начать извлекать
энергию из своего вещества.
Как мы знаем, все звезды успешно справляются с этой задачей,
запуская реакцию термоядерного горения водорода, вобранного звездой из облака.
При горении водорода выделяется тепло, которое...
или, если угодно, лучистая энергия,
которая распирает вещество звезды, не давая ему упасть на центр.
Горение пережигает этот водород.
Чем массивнее звезда, тем она быстрее пережигает этот водород.
Так вот, шансом стать нейтронными звездами обладают на самом деле весьма
массивные и довольно редкие звезды.
Их масса находится в интервале от 8 до 25 масс Солнца.
Такие тяжеловесы обладают достаточно мощным гравитационным полем,
которое стремится их сколлапсировать и для того, чтобы сопротивляться такому мощному
полю, звезде надо довольно быстро прожигать свое горючее.
В результате такие тяжелые звезды будут гореть не 10 миллиардов лет,
как будет гореть наше маломассивное Солнышко, а всего 10 миллионов лет.
Как только весь водород в ядре прогорит в гелий...
Я хочу сразу заметить, что реакция горения водорода это не химическая реакция,
то есть это не реакция, при которой 2 атома водорода
соединяются с атомом кислорода, образуя молекулу воды.
Это на самом деле термоядерное горение, при этой реакции сливаются ядра,
а не атомы.
И эти ядра сливаются в единое ядро.
В частности, на входе в реакцию есть 4 ядра водорода,
а на выходе получается 1 ядро гелия.
Очевидно, что эти реакции включают еще реакцию слабого взаимодействия,
потому что попутно пару нейтронов придется...
пару протонов, а именно протон является ядром водорода,
придется превратить в нейтроны для того, чтобы получить ядро гелия.
Вот как только весь водород в ядре прогорит, звезда
на время потеряет устойчивость, поскольку кончится выделение лучистой энергии.
Тогда звезда начнет потихоньку поджиматься и вещество начнет просто
падать на ее центр, гравитационная энергия начнет переходить
в тепло и звезда начнет одновременно поджиматься и разогреваться.
И в результате через некоторое время она достигнет той плотности и температуры,
при которой загорится гелий.
Очевидно, что для горения гелия нужна большая температура,
потому что для слияния ядер гелия требуется преодолеть более высокое
кулоновское отталкивание ядер.
Тогда загорится гелий и горение водорода перейдет в более высокие внешние слои.
Когда прогорит гелий и образуется углерод,
тогда горение гелия перейдет в ближайший к ядру слой,
а горение водорода продолжится еще в более внешнем слое звезды.
Вот из таких последовательных приступов гравитационной нестабильности,
перемежаемой поджигом все более тяжелых элементов,
состоит жизнь массивной звезды на втором этапе ее эволюции,
на термоядерном этапе эволюции.
В итоге к концу этого термоядерного этапа эволюции массивная звезда становится
похожей на луковицу.
Она состоит из слоев, в которых термоядерным образом горят все
более тяжелые элементы, если мы двигаемся вглубь.
Снаружи инертная, раздутая до огромных размеров, до тысячи солнечных радиусов,
инертная водородная оболочка, пониже этот водород загорается, еще ниже горит гелий,
углерод, кислород, неон, магний и так далее, до кремния в центре.
В результате такую структуру звезды называют луковичной структурой.
Если смотреть ее в реальном изображении, то ядро это — совершенно крошечное.
Если сотни тысяч километров имеет радиус звезды, то само ядрышко,
которое образуется в центре, имеет радиус всего несколько тысяч километров
и обычно к концу горения звезды составляет всего полторы тысячи километров.
Если вы немножко остановите запись и посмотрите, рассмотрите картинку рядом,
с правой стороны, вы увидите масштабы этих слоев и увидите, что на самом
деле большая часть массы звезды сосредоточена именно во внешних слоях.
Хочу сказать только, что вот этот вот способ прожигания, способ добычи энергии,
прожигание все более тяжелых элементов,
с каждым разом становится все более затратным.
Во-первых, звезде приходится разогреваться все больше и больше,
потому что каждый последующий элемент горит все при более высокой температуре,
например, водород горит при 7 на 10⁷ K, а гелий загорается уже при 2 на 10⁸ K,
а тот же кремний будет гореть уже при миллиардах Кельвинов.
Во-вторых, с каждым разом звезде удается извлекать все меньше тепла из
этого горения, то есть, например...
и, соответственно, она прожигает это топливо быстрее,
например, водород она прожигает 10 миллионов лет,
а на кремниевом топливе она может проработать всего несколько дней.
Таким образом, всего за несколько дней до взрыва,
коллапса звезды и взрыва сверхновой звезды у массивной звезды появляется,
внутри нее, в центре звезды, железное ядро.
Это ядро очень горячее, оно нагрето до миллиардов градусов
Кельвина в результате сжатия звезды, оно очень плотное — 10⁹ г/см³.
Оно очень компактное, это ядро, можно сказать, полтора на полтора:
полторы тысячи километров по радиусу и полторы массы Солнца по своей массе.
И это ядро инертное — железо в ядре не горит.
В следующей части мы расскажем, что же удерживает железное ядро от коллапса,
если это железо не горит и не выделяет тепло.
Ознакомьтесь с нашим каталогом
Присоединяйтесь бесплатно и получайте персонализированные рекомендации, обновления и предложения.
Coursera делает лучшее в мире образование доступным каждому, предлагая онлайн-курсы от ведущих университетов и организаций.
© Coursera Inc., 2018 Все права защищены.
