Научная картина мира. 5 страница. Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

34. Теория расширяющейся Вселенной. Большой взрыв.

Расширяющаяся Вселенная

Многие знают, что согласно современным научным представлениям наша вселенная расширяется. Давайте попробуем разобраться в экспериментальных и теоретических вопросах этого расширения.

В 1929 году Эдвин Хаббл впервые экспериментально обнаружил эффект "разбегания" галактик. Позднее появился физический закон, названный законом Хаббла. Согласно этому закону, красное смещение удаленных объектов (звезд, галактик и т.д.) пропорционально их расстоянию от наблюдателя. Красное смещение отвечает за скорость объекта относительно наблюдателя и, таким образом, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется.

Разумеется, галактики удаляются не только от Земли, но и друг от друга. Наглядно представить себе такое расширение вселенной довольно легко. Представим себе небольшой воздушный шарик, на котором мы нарисуем различные космические объекты. Когда мы начнем надувать этот шарик, то расстояние между всему нарисованными объектами будет увеличиваться. Причем, чем больше будет расстояние между рисунками, там быстрее оно будет увеличиваться. Таким образом, мы получаем картину расширения вселенной под действием закона Хаббла. Математически закон Хаббла выражается очень просто:

v = Hr

Где v - скорость разбегания галактик, r - расстояние до галактики, H - постоянная Хаббла. Наиболее надёжная оценка H на 2008 год составляет (70,1±1,3) (км/с)/Мпк.

Закон Хаббла сразу вызвал ряд физических предположений. Если сейчас вселенная расширяется, значит можно предположить, что когда то давно она было очень маленькой. Возможны размеры вселенной были меньше атомного ядра. По непонятной причине произошел Большой Взрыв, в следствии которого вся материя приобрела скорость и стала разлетаться, образуя то, что мы сейчас называем наша вселенная.

Пока не будем останавливаться на большом взрыве, а займемся вопросом собственно расширения вселенной. На сегодняшний день весь процесс расширения вселенной от большого взрыва до настоящего времен описан уравнениями Фридмана. Александр Фридман первый сформулировал и решил нестационарные уравнения теории гравитации Эйнштейна в 1922 году.

В связи с развитием экспериментальной техники уравнения Фридмана представляют особый интерес. Дело в том, что уравнения этой модели содержат в себе несколько параметров, значение которых как раз определяются в эксперименте. От этих самых параметров зависит во первых, как выглядит наша вселенная, а во вторых, как она расширяется.

Поговорим в начале о том, какой вид имеет наша вселенная. Согласно современным представлениям наша вселенная есть 4 мерное риманово многообразие. Основной вопрос заключается в том, какую форму имеет это многообразие. В уравнения Фридмана входит такой параметр как критическая плотность вещества во вселенной.

Если плотность вещества во вселенной больше критической, то вселенная открытая, если меньше, то замкнутая или закрытая, а если в точности равна, то пространственно плоское. Согласно современным данным, плотность вещества во вселенной приблизительно равна критической плотности. Из-за слишком большой ошибки сказать что-то определенное по этому поводу не удается.

Давайте попробуем представить, как выглядит этот объекты.

Закрытая вселенная. Довольно легко представить двухмерную сферу - это поверхность земного шара. Наша вселенная в таком варианте есть трехмерная сфера. Представьте, что мы находимся в обычном трехмерном пространстве. Но стоит нам достаточно долго идти в каком нибудь направлении, как мы вернемся в точку, с которой стартовали. Это и есть трехмерная сфера. В нашей вселенной такой трюк невозможен, так как эта самая сфера раздувается, а скорость нашего движения ограничена скоростью света.

Открытая и плоская модели вселенной мало чем отличаются от обычного трехмерного пространства. В случае плоской модели вселенная, фактически, есть трехмерное пространство которое расширяется. Открытая же вселенная отличается лишь наличием кривизны пространства.

Что касается расширения вселенной, то тут тоже не все так просто. Сейчас вселенная расширяется. Но если плотность вещества больше критической, то расширение может сменится гравитационным сжатием, и размеры вселенной вновь могут стать микроскопическими. Если же плотность вещества мала, то расширение будет происходить неограниченно.

Еще одним важным фактором, влияющим на расширение вселенной, является так называемый лямбда член – самый таинственный параметр в уравнении Эйнштейна. Этот параметр играет роль как бы антигравитации. Если он действительно отличен от нуля, то вселенная расширяется ускоренно, то есть постоянная Хаббла со временем будет только расти. При таком положении вещей расширение уже не сменится сжатием.

Ответить точно на вопрос о положении дел во вселенной пока не позволяем низкая точность в экспериментальных данных. Однако, прогресс не стоит на месте, и можно надеяться что довольно скоро мы будем знать уже больше о том мире в котором живем.

Дата добавления: 2015-04-24