Конечные стадии эволюции

Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).

Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда.

Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное 29 декабря 1967 года[Комм 1]. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» а также «застывшие звёзды»

Нейтро́нная звезда́ — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий из нейтронной сердцевины и сравнительно тонкой (∼1 км) корывырожденноговещества, содержащейтяжёлыеатомныеядра. Массанейтронной звезды практически такая же, как и у Солнца, но радиус составляет около 10 км. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017 кг/м³). Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

Гравитацио́нная волна́ — возмущение гравитационного поля, «рябь» ткани пространства-времени, распространяющаяся со скоростью света. Гравитационные волны предсказываются общей теорией относительности (ОТО) и многими другими теориями гравитации, но ввиду их чрезвычайной малости пока не зарегистрированы напрямую. Тем не менее, косвенные свидетельства их существования достаточно весомы — ОТО предсказывает совпадающие с наблюдениями темпы сближения тесных систем двойных звёзд за счёт потери энергии на излучение гравитационных волн.

Пульса́р — космический источник радио- (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма- (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения, что вызывает модуляцию приходящего на Землю излучения.

Планета́рнаятума́нность — астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5—8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва — водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).

Туманности являются облаками раскаленного газа, которые зачастую формируются гравитацией звездных систем, в которых взаимодействуют красный гигант и белый карлик. Дополнительная сложность их изучения заключается в том, что в определенный момент развития облака газа расширяются и закрывают систему от внешнего наблюдения своей плотной оболочкой. Через некоторое время звезда, обладающая большей плотностью, закручивает вещество, находящиеся в системе, вокруг себя, формируя элипсообразный или шарообразный «кокон».

Споры между астрономами были вызваны тем, что им не удавалось обнаружить звезды, которые играли роль центра туманности.

Ключ к разгадке предоставил подключенный к телескопу спектрограф FORS, который смог получить четкие и понятные снимки участка пространства, в котором расположена ближайшая к Солнечной системе планетарная туманность. Первооткрывателем указанного космического объекта была шотландский астроном Вильямина Флеминг (WilliaminaFleming), наблюдавшая его в 1910-м году. С тех пор разгадать секрет строения планетарной туманности пытались множество астрономов в течении сотни лет.

Возглавляемая Боффином группа ученых провела спектральный анализ изображений полученных телескопом. После этого, они вычислили скорость движения газа в туманности, для того, чтобы понять, где находятся светила, невидимые для земных приборов, но влияющие на процессы в туманности. В результате, ученым удалось установить параметры орбит звезд, а также их массу и скорость вращения. Большим удивлением для астрономов стало то, что в двойной звездной системе находятся не красный гигант и белый карлик, а два белых карлика. Масса одного из светил соответствует массе Солнца, а второе в два раза легче. Период обращения звезд по орбите составляет чуть меньше двух земных суток.

Согласно заявлению ученых, подобные системы крайне редко встречаются во вселенной, что делает открытие группы Боффина значительным шагом вперед на пути развития астрономии. Астрономы-любители могут наблюдать указанную туманность в южном полушарии с помощью обычного оптического телескопа.

53.Внутри огромной звездной системы — Галактики мно­гие звезды объединены в системы меньшей численности. Каждая из этих систем может рассматриваться как кол­лективный член Галактики, Самые маленькие коллективные члены Галактики — это двойные и кратные звезды. Так называются группы из двух, трех, четырех и т. д. до десяти звезд, в кото­рых звезды удерживаются близко друг к другу благо­даря взаимному притяжению согласно закону всемирно­го тяготения. В Солнечной системе притяжение огром­ного массивного тела, Солнца, удерживает планеты и другие тела системы, заставляет их двигаться по замк­нутым орбитам, не позволяет системе распасться. В двойных и кратных звездах таких огромных тел — звезд (солнц) два или несколько. Они притягивают друг друга, удерживают друг друга и, возможно, другие тел меньших масс (подобные планетам Солнечной системы) внутри сравнительно небольшого объема,, Следовательно, это физические системы тел, связанных между- собой силами тяготения.

Доля двойных и кратных звезд сре­ди всех звезд значительна. Правда, наша звезда — Солнце, хотя и окружено системой планет, не является двойной или кратной звездой. Солнце — одиночная звез­да. Но уже следующая ближайшая к нам звезда, а Центавра, является тройной звездой. Если в этой трой­ной звезде имеются и планеты о развитой на них жизнью, то обитатели планет должны видеть на своем небе три солнца — одно желтое и яркое, как наше, вто­рое — несколько менее яркое, оранжевое, и третье — красноватое, сильно уступающее первым двум в блеске, но все-таки это солнце, согревающее и освещающее все кругом

Расстояния, разделяющие компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. У тесных двойных они так близки друг к другу, что происходят сложные физиче­ские процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов и перетеканием газовых масс от одного ком­понента к другому. Периоды обращений в таких систе­мах измеряются часами или сутками. В широких же парах расстояния между компонента­ми составляют десятки тысяч астрономических «единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тыся­челетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удается обнаружить. Связанность компонент в таких си­стемах определяют по их относительной близости на небе и по общности собственного движения. У пар, в которых расстояния между компонентами не так велики, орбитальное движение уверенно обнару­живается: за прошедшее время наблюдений компонен­ты прошли заметные дуги по своим орбитам. Такие двой­ные звезды называют визуальными двойными.

54. Расстояния, разделяющие компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. У тесных двойных они так близки друг к другу, что происходят сложные физиче­ские процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов и перетеканием газовых масс от одного ком­понента к другому. Периоды обращений в таких систе­мах измеряются часами или сутками. В широких же парах расстояния между компонента­ми составляют десятки тысяч астрономических «единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тыся­челетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удается обнаружить. Связанность компонент в таких си­стемах определяют по их относительной близости на небе и по общности собственного движения. У пар, в которых расстояния между компонентами не так велики, орбитальное движение уверенно обнару­живается: за прошедшее время наблюдений компонен­ты прошли заметные дуги по своим орбитам. Такие двой­ные звезды называют визуальными двойными.

55.