Происхождение и эволюция звезд

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными  и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать  для получения необходимой картины  взрыва. В настоящее время в  численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной  теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной  сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму  типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Согласно  многочисленным исследованиям, после  рождения Вселенной, она была заполнена  только лёгкими веществами — водородом  и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это  означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося  в недрах доисторических звезд и  выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.

По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого  изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого  изотопа — менее трёх солнечных  масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике  в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние  века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической  пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год [13].

Нейтронные  двойные звезды.

Нейтронная  звезда — астрономическое тело, один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля. Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×1017 кг/м³). Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самая массивная нейтронная звезда из открытых Vela X-1 имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс (на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %) Сейчас кандидатом на звание самой тяжёлой нейтронной звезды является PSR J1614-2230 (окт. 2010 г.). Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды.

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд  достигает значения 1012—1013 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнитары (реже пишут также магнетары) — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 1014 Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414×1013 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума.

Нейтронные  звёзды — одни из немногих астрономических  объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями. Ещё в 1933 году астрономы Вальтер  Бааде и Фриц Цвикки высказали предположение, что в результате взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда. Но первое общепризнанное наблюдение нейтронной звезды состоялось только в 1968 году, с открытием пульсаров [11]. 

Крабовидная туманность

Несколько тысяч лет назад в нашей  Галактике произошёл мощный космический взрыв. Порождённое взрывом световое излучение достигло Земли в 1054 г. Китайские и японские астрологи отметили в этом году вспышку необычайно яркой звезды в созвездии Тельца. Первоначально звезда была видна даже днём подобно Венере, через 23 дня блеск её настолько уменьшился, что днём она уже не была видна, а примерно через год «исчезла» с неба. Значительно позже, в XVII веке, французский астроном Ш. Мессье обратил внимание на необычный вид туманности в созвездии Тельца и по этой причине поставил её на первое место в своём каталоге туманностей и звёздных скоплений (M1, туманность N 1 в каталоге Мессье). Туманность имеет волокнистую структуру (рис.3.1) и по внешнему виду напоминает клешню краба, отсюда и её название. Положение Крабовидной туманности соответствует положению сверхновой 1054 г. Это позволяет с большой достоверностью считать, что крабовидная туманность возникла в результате взрыва сверхновой звезды, который наблюдался свыше 900 лет назад [14].

Рис. 2.1. Крабовидная туманность (NGC 1952). 

Интегральная  фотографическая звёздная величина крабовидной туманности равна 9^m, а расстояние до неё около 2 кпк. Ажурная волокнистая структура туманности представляет собой оболочку, расширяющуюся, как показывает доплеровское смещение её спектр линий и изменение положения отдельных волокон, с громадной скоростью (1200 км/с). Размеры и скорость расширения крабовидной туманности позволяют оценить время её расширения. Оценка даёт около 900 лет, что хорошо согласуется со временем, прошедшим с момента наблюдения вспышки сверхновой. Характерно, что расширение происходит не с постоянной скоростью или замедлением, как следовало бы ожидать, а ускоренно (т.е. в начале разлёта скорость была меньше). Этот вывод следует из того, что радиус туманности несколько меньше величины vt, где t – время разлёта. Ускорение равно 0,0016 см/с² и, как полагают, вызвано давлением магнитного поля и релятивистских частиц туманности. Оболочка имеет вид достаточно правильного эллипсоида вращения; видимые угловые размеры его осей составляют 6' и 4' что соответствует 9 и 6 световым годам при расстоянии до крабовидной туманности 2 кпк.

Эмиссионный линейчатый спектр волокон и оболочки крабовидной туманности не отличается заметно от излучения обычных газовых туманностей. Ионизованный газ волокон крабовидной туманности в основном состоит из водорода с примесью гелия, азота, кислорода, неона, серы и имеет температуру 17000 К. Относительный хим. состав волокон близок к составу планетарных туманностей и межзвёздного газа. Концентрация электронов в волокнах достигает 10³ в 1 см³, а средняя плотность газа г/см³. Излучение волокнистой оболочки составляет только 20% полного излучения крабовидной туманности, остальные 80% даёт т.н. аморфная масса, заключённая внутри оболочки и излучающая непрерывный спектр (без линий излучения или поглощения). Эта аморфная масса имеет клочковато-волокнистую структуру, и на высококачественных фотографиях видно, что она состоит из множества тонких нитей.  

Природу излучения аморфной массы помогло  раскрыть сильное радиоизлучение крабовидной туманности. Это излучение генерируется ультрарелятивистскими электронами, движущимися в магнитных полях крабовидной туманности. Оптическое излучение аморфной массы тоже является синхротронным, но оно образуется электронами, имеющими более высокую энергию, чем электроны, дающие радиоизлучение. Синхротронная природа свечения аморфной массы подтверждается сильной поляризацией излучения, т.к. при синхротронном излучении колебания электрического вектора световой волны перпендикулярны вектору напряжённости магнитного поля туманности. По преимущественному положению плоскости поляризации излучения было определено направление магнитного поля в разных частях туманности. Оказалось, что поле это довольно регулярно и что нити аморфной массы направлены вдоль силовых линий магнитного поля и представляют собой, следовательно, потоки очень быстрых релятивистских электронов, расходующих свою энергию на излучение ("высвечивающихся") при движении по спирали вдоль силовых линий магнитного поля. Напряжённость поля, определённая из условия, что плотность его энергии равна плотности энергии релятивистских частиц, составляет 10^-3 Э. При такой напряжённости оптическое синхротронное излучение создаётся электронами с энергией 10¹¹-10¹² эВ, а радиоизлучение – электронами с энергией 10⁹ эВ [14]. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Вывод по главе 2: Во второй главе были рассмотрены ранние стадии эволюции звезд. Как мы понимаем, звезда не может бесконечно находится на главной последовательности, и в этой главе мы рассматриваем причины схода звезды с нее на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. При этом мы продолжаем следить за тем, что произойдет после того, как звезда выйдет с главной последовательности и вариантов может быть несколько, в зависимости от массы звезды, которые, в свою очередь, рассматриваются в данной главе. И наконец, последний этап эволюции звезд может оказаться катастрофическим или не очень, другими словами звезда может вспыхнуть как новая или взорваться, как сверхновая при этом породить черную дыру или нейтронную звезду. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Заключение