Імплозія, або зривши усередину, усуває тиск, що підтримував зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз виявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить у свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. ДО), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичайних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, рівної 2,5 млрд. ДО, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити світіння під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється в теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, рівна енергії, що Сонце випромінює за мільярд років!
Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає них у космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів у секунду. На ці шари приходиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворити туманність, що простирається на багато мільйонів мільйонів кілометрів.
Газ по інерції продовжує віддалятися від зірки доти, поки, можливо через 100 000 років, речовину туманності не стане настільки вирядженим і дифузійним, що більше вже не зможе збуджуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячої материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але самій головне: як у речовині, що вибухнула, так і в міжзоряному газі присутній магнітне поле. Стиск газу за фронтом ударної хвилі викликає стиск силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що у свою чергу приводить до збільшення енергії електронів, і їх прискоренню. У результаті залишається сверхгоряча зірка, маса якої зменшилася саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і вмерти. По всій імовірності вона стане нейтронною зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більш, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона, у кінцевому рахунку, може перетворитися в чорну діру.
Наднові - дуже рідкі об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи наднових. Перша - це, звичайно, Крабовидна туманність, друга - Наднова Тихо Бразі, виявлена в 1572р., і третя - Наднова Кеплера, відкрита їм у 1604 р. Недавно стало відомо про наднової у сузір'ї Вовка. Астрономи обчислили, що кожна зоряна система, галактика, у середньому раз у сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 наднових.
Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедеві і Кассіопея А, що, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедеві майже неможливо установити, але думають, що якщо це дійсно залишки вибуху наднової, те Петля в Лебедеві початку своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша наднова на небі, тому що її розширення почалося приблизно в 1700р.
Чому природа створює такі дивовижні об'єкти? Як вони виникають? Який механізм спалахів, що по своїй яскравості можуть суперничати із сяйвом десятків мільярдів зірок? Який кінцевий продукт зоряного вибуху? Це тільки частина питань, що виникають в астронома, що спостерігає за великими вибухами в тім або іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно досліджувати історію життя зірки.
Професор Джон А. Уиллер помітив: «Одну справу вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа - коли ми беремося пророкувати вигадливу динаміку наднової. Ми вміємо в подробицях пророкувати і хід ядерних реакцій, що йдуть у надрах Сонця й інших зірок, і вихід енергії випромінювання з поверхні зірки. Однак чи можемо ми з такою же впевненістю говорити про зірки, що випробують могутні внутрішні рухи?»
Недавно вчені почали спробу застосувати математичну теорію атомного вибуху для опису гідродинаміки наднових. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, що свідомо не занадто далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п'ять типів наднові; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2.
НЕЙТРОННІ
Зірки, у яких маса в 1,5-3 рази більше, ніж у Сонця не зможуть наприкінці життя зупинити свій стиск на стадії білого карлика. Могутні сили гравітації стиснуть них до такої щільності, при якій відбудеться «нейтралізація» речовини: взаємодія електронів із протонами приведе до того, що майже вся маса зірки буде укладена в нейтронах. Утвориться нейтронна зірка. Найбільш масивні зірки можуть обраться в нейтронні, після того як вони вибухнуть як наднові.
Концепція нейтронних зірок не нове: перше припущення про можливість їхнього існування було зроблено талановитими астрономами Фрицем Цвикки і Вальтером Баарде з Каліфорнії в 1934р. (трохи раніш у 1932р. можливість існування нейтронних зірок була передвіщена відомим радянським ученим Л. Д. Ландау.) Наприкінці 30-х років вона стала предметом досліджень інших американських вчених Оппенгеймера і Волкова. Інтерес цих фізиків до даної проблеми був викликаний прагненням, визначити кінцеву стадію еволюції масивної стискальної зірки. Тому що роль і значення наднові розкрилися приблизно в той же час, було висловлене припущення, що, нейтронна зірка може виявитися залишком вибуху наднової. До нещастя, з початком другої світової війни увага вчених переключилося на військові потреби і детальне вивчення цих нових і найвищою мірою загадкових об'єктів було припинено. Потім, у 50-х роках, вивчення нейтронних зірок відновили чисто теоретично з метою установити, чи мають вони відношення до проблеми народження хімічних елементів у центральних областях зірок. Нейтронні зірки залишаються єдиним астрофізичним об'єктом, існування і властивості яких були передвіщені задовго до їхнього відкриття.
На початку 60-х років відкриття космічних джерел рентгенівського випромінювання досить обнадіяло тих, хто розглядав нейтронні зірки як можливі джерела небесного рентгенівського випромінювання. До кінця 1967р. був виявлений новий клас небесних об'єктів - пульсари, що привело вчених у замішання. Це відкриття з'явилося найбільше важливою подією у вивченні нейтронних зірок, тому що воно знову підняло питання про походження космічного рентгенівського випромінювання.
Говорячи про нейтронні зірки, варто враховувати, що їхні фізичні характеристики встановлені теоретично і досить гипотетичні, тому що фізичні умови, що існують у цих тілах, не можуть бути відтворені в лабораторних експериментах.
Вирішальне значення на властивості нейтронних зірок роблять гравітаційні сили. За різними оцінками, діаметри нейтронних зірок складають 10-200 км. І цьому незначний по космічному поняттях обсяг «набитий» такою кількістю речовини, що може скласти небесне тіло, подібне до Сонця, діаметром близько 1,5 млн. км, а по масі майже в третину мільйона разів важче Землі! Природний наслідок такої концентрації речовини - неймовірно висока щільність нейтронної зірки. Фактично вона виявляється настільки щільної, що може бути навіть твердої. Сила ваги нейтронної зірки настільки велика, що людина важила б там, біля мільйона тонн. Розрахунки показують, що нейтронні зірки сильно намагнічені. Відповідно до оцінок, магнітне поле нейтронної зірки може досягати 1млн. млн. гаусс, тоді як на Землі воно складає 1 гаусс. Радіус нейтронної зірки приймається порядку 15 км, а маса - близько 0,6 - 0,7 маси Сонця. Зовнішній шар являє собою магнітосферу, що складається з розрідженої електронної і ядерної плазми, що пронизана могутнім магнітним полем зірки. Саме тут зароджуються радіосигнали, що є відмітною ознакою пульсарів. Сверхшвидкі заряджені частки, рухаючи по спіралях уздовж магнітних силових ліній, дають початок різного роду випромінюванням. В одних випадках виникає випромінювання в радіодіапазоні електромагнітного спектра, в інших - випромінювання на високих частотах. Майже відразу ж під магнітосферою густина речовини досягає 1 т/см3, що в 100 000 разів більше щільності заліза.
Наступний за зовнішнім шар має характеристики металу. Цей шар «надтвердого» речовини, що знаходиться в кристалічній формі. Кристали складаються з ядер атомів з атомною масою 26 - 39 і 58 - 133. Ці кристали надзвичайно малі: щоб покрити відстань у 1 див, потрібно вибудувати в одну лінію близько 10 млрд. кристаликів. Щільність у цьому шарі більш ніж у 1 млн. раз вище, ніж у зовнішньому, або інакше, у 400 млрд. раз перевищує щільність заліза. Рухаючи далі до центра зірки, ми перетинаємо третій шар. Він містить у собі область важких ядер типу кадмію, але також багатий нейтронами й електронами. Щільність третього шару в 1 000 разів більше, ніж попереднього.
Глибше проникаючи в нейтронну зірку, ми досягаємо четвертого шару, щільність при цьому зростає незначно - приблизно в п'ять разів. Проте, при такій щільності ядра вже не можуть підтримувати свою фізичну цілісність: вони розпадаються на нейтрони, протони й електрони. Велика частина речовини перебуває у виді нейтронів. На кожен електрон і протон приходиться по 8 нейтронів. Цей шар, власне кажучи, можна розглядати як нейтронну рідину, «забруднену» електронами і протонами.
Нижче цього шару знаходиться ядро нейтронної зірки. Тут щільність приблизно в 1,5 рази більше, ніж у шарі. І, проте, навіть таке невелике збільшення щільності приводить до того, що частки в ядрі рухаються багато швидше, ніж у будь-якому іншому шарі. Кінетична енергія руху нейтронів, змішаних з невеликою кількістю протонів і електронів, настільки велика, що постійно відбуваються непружні зіткнення часток. У процесах зіткнення народжуються усі відомі в ядерній фізиці частки і резонанси, яких нараховується більш тисячі. Цілком ймовірно, є присутнім велике число ще не відомих нам часток.
Температури нейтронних зірок порівняно високі. Цього і варто очікувати, якщо врахувати, як вони виникають. За перші 10 - 100 тис. років існування зірки температура ядра зменшується до декількох сотень мільйонів градусів. Потім настає нова фаза, коли температура ядра зірки повільно зменшується унаслідок випущення електромагнітного випромінювання.
ЧОРНІ ДІРИ
Якщо маса зірки в два рази перевищує сонячну, то до кінця свого життя зірка може вибухнути як наднова, але якщо маса речовини після вибуху, усе ще перевершує дві сонячні, то зірка повинна в щільне малюсіньке тіло, тому що гравітаційні сили цілком придушують усякий внутрішній опір стискові. Учені думають, що саме в цей момент катастрофічний гравітаційний колапс приводить до виникнення чорної діри. Вони вважають, що з закінченням термоядерних реакцій зірка вже не може знаходитися в стійкому стані. Тоді для масивної зірки залишається один неминучий шлях - шлях загального і повного стиску (колапсу), що перетворює її в невидиму чорну діру.
У 1939р. Р. Оппенгеймер і його аспірант Снайдер у Каліфорнійському університеті (Беркли) займалися з'ясуванням остаточної долі великої маси холодної речовини. Одним з найбільш вражаючих наслідків загальної теорії відносності Эйнштейна виявилася наступне: коли велика маса починає колапсувати, цей процес не може бути зупинена і маса стискується в чорну діру. Якщо, наприклад, не обертова симетрична зірка починає стискуватися до критичного розміру, відомого як гравітаційний радіус, або радіус Шварцшильда (названий так на честь Карла Шварцшильда, що першим указав на його існування). Якщо зірка досягає цього радіуса, то вже не що не може перешкодити їй завершити колапс, тобто буквально замкнутися в собі. Чому ж дорівнює гравітаційний радіус? Строге математичне рівняння показує, що для тіла з масою Сонця гравітаційний радіус дорівнює майже 3 км, тоді як для системи, що включає мільярд зірок, - галактики - цей радіус виявляється рівним відстані від Сонця до орбіти планети Уран, тобто складає близько 3 млрд. км.
Які ж фізичні властивості «чорних дір» і як учені припускають знайти ці об'єкти? Багато вчених роздумували над цими питаннями; отримані деякі відповіді, що здатні допомогти в пошуках таких об'єктів.
Сама назва - чорні діри - говорить про те, що це клас об'єктів, які не можна побачити. Їхнє гравітаційне поле настільки сильне, що якби якимсь шляхом удалося виявитися поблизу чорної діри і направити убік від її поверхні промінь самого могутнього прожектора, то побачити цей прожектор було б не можна навіть з відстані, що не перевищує відстань від Землі до Сонця. Дійсно, навіть якби ми змогли сконцентрувати усе світло Сонця в цьому могутньому прожекторі, ми не побачили б його, тому що світло не змогло б перебороти вплив на нього гравітаційного поля чорної діри і залишити її поверхня. Саме тому така поверхня називається абсолютним обрієм подій. Вона являє собою границю чорної діри.
Учені відзначають, що ці незвичайні об'єкти нелегко зрозуміти, залишаючись у рамках законів тяжіння Ньютона. Поблизу поверхні чорної діри гравітація настільки сильна, що звичні ньютоновскі закони перестають тут діяти. Їх варто замінити законами загальної теорії відносності Ейнштейна. Відповідно до одному з трьох наслідків теорії Ейнштейна, залишаючи масивне тіло, світло повинний випробувати червоний зсув, тому що він повинний випробувати червоний зсув, тому що він втрачає енергію на подолання гравітаційного поля зірки. Випромінювання, що приходить від щільної зірки, подібної до білого карлика - супутникові Сиріуса А, - лише злегка зміщається в червону область спектра. Ніж щільніше зірка, тим більше цей зсув, так що від надміцною зірки зовсім не буде приходити випромінювання у видимій області спектра. Але якщо гравітаційна дія зірки збільшується в результаті її стиску, то сили тяжіння виявляються настільки великі, що світло взагалі не може залишити зірку. Таким чином, для будь-якого спостерігача можливість побачити чорну діру цілком виключена! Але тоді природно виникає питання: якщо вона невидима, то, як же ми можемо неї знайти? Щоб відповісти на це питання, учені прибігають до митецьких вивертів. Руффіні й Уілер досконально вивчили цю проблему і запропонували кілька способів нехай не побачити, але хоча б знайти чорну діру. Почнемо з того, що, коли чорна діра народжується в процесі гравітаційного колапсу, вона повинна випромінювати гравітаційні хвилі, що могли б перетинати простір зі швидкістю світла і на короткий час спотворювати геометрію простору поблизу Землі. Це перекручування проявилося б у виді гравітаційних хвиль, що діють одночасно на однакові інструменти, установлені на земній поверхні на значних відстанях друг від друга. Гравітаційне випромінювання могло б приходити від зірок, що випробують гравітаційний колапс. Якщо протягом звичайного життя зірка оберталася, то, стискуючись і стаючи, усе менше і менше, вона буде обертатися усе швидше, зберігаючи свій момент кількості руху. Нарешті вона може досягти такої стадії, коли швидкість руху на її екваторі наблизиться до швидкості світла, тобто до гранично можливої швидкості. У цьому випадку зірка виявилася б сильно деформованої і могла б викинути частина речовини. При такій деформації енергія могла б іти від зірки у виді гравітаційних хвиль з частотою порядку тисячі коливань у секунду (1000 Гц).
Дж. Вебер установив пастки гравітаційних хвиль в Аргоннской національної лабораторії поблизу Чикаго й у Мэрилендском університеті. Вони складалися з масивних алюмінієвих циліндрів, що повинні були коливатися, коли гравітаційні хвилі досягнуть Землі. Використовувані Вебером детектори гравітаційного випромінювання реагують на високі (1660 Гц), так і на дуже низькі (1 коливання в годину) частоти. Для детектировання останньої частоти використовується чуттєвий гравіметр, а детектором є сама Земля. Власна частота квадрупольних коливань Землі дорівнює одному коливанню за 54 хв.
Усі ці пристрої повинні були спрацьовувати одночасно в момент, коли гравітаційні хвилі досягнуть Землі. Дійсно вони спрацьовували одночасно. Але, на жаль, пастки включалися занадто часто - приблизно раз на місяць, що виглядало досить дивно. Деякі учені вважають, що хоча досвіди Вебера й отримані їм результати цікаві, але вони недостатньо надійні. З цієї причини багато хто відносяться досить скептично до ідеї детектировання гравітаційних хвиль (експерименти по детектированню гравітаційних хвиль, аналогічні досвідам Вебера, пізніше були перевірені в ряді інших лабораторій і не підтвердили результатів Вебера. В даний час вважається, що досвіди Вебера помилкові).
Роджер Пенроуз, професор математики Биркбекського коледжу Лондонського університету, розглянув цікавий випадок колапсу й утворення чорної діри. Він також допускає, що чорна діра зникає, а потім виявляється іншим часом у якомусь іншому всесвіті. Крім того, він затверджує, що народження чорної діри під час гравітаційного колапсу є важливою вказівкою на те, що з геометрією простору-часу відбувається щось незвичайне. Дослідження Пенроуза показують, що колапс закінчується утворенням сингулярності, тобто він повинний продовжуватися до нульових розмірів і нескінченної щільності об'єкта. Останні умова дає можливість іншого всесвіту наблизитися до нашої сингулярності, і не виключено, що сингулярність перейде в цей новий всесвіт. Вона навіть може з'явитися в якому-небудь іншому місці нашого власного Всесвіту.
Деякі вчені розглядають утворення чорної діри як маленьку модель того, що, відповідно до пророкувань загальної теорії відносності, у кінцевому рахунку,
28-04-2015, 23:40