Главная страница
qrcode

Альманах - Космос. C I e n t I f I c a m e r I c a n the в мире науkи moscow 2006 в мирен ау к ик осмос альманахраздел 1 Вселенная Раздел 2 Галактики Раздел 3 Звезды Раздел 4 Планеты москва редакция журнала в мире науки представляет читателям сборник статей


Скачать 11.93 Mb.
НазваниеC I e n t I f I c a m e r I c a n the в мире науkи moscow 2006 в мирен ау к ик осмос альманахраздел 1 Вселенная Раздел 2 Галактики Раздел 3 Звезды Раздел 4 Планеты москва редакция журнала в мире науки представляет читателям сборник статей
АнкорАльманах - Космос.pdf
Дата14.12.2017
Размер11.93 Mb.
Формат файлаpdf
Имя файлаAlmanakh_-_Kosmos.pdf
оригинальный pdf просмотр
ТипСборник статей
#51569
страница16 из 36
Каталогid50384802

С этим файлом связано 45 файл(ов). Среди них: и ещё 35 файл(а).
Показать все связанные файлы
1   ...   12   13   14   15   16   17   18   19   ...   36
И стар, и млад
Чтобы установить родство старых и молодых шаровых звездных скоплений, нужно было обнаружить две популяции скоплений разного возраста водной из старых эллиптических галактик. Если такая галактика образовалась в результате слияния спиральных галактик, то она должна содержать как старые шаровые скопления, существовавшие ранее в исходных спиральных галактиках, таки более молодые, возникшие в процессе слияния. Согласно разработанной нами модели,
92
Г А ЛАК ТИКИ bbСтивен Зепф, Кит Ашман
Снимок молодого шарового звездного скопления NGC 1850 справа) в Большом Магеллановом Облаке, галакP

тикеPспутнике Млечного Пути, был сделан 2 года назад с помощью космического телескопа «Хаббл». Шаровые
звездные скопления разбросаны вокруг спиральной галактики в пределах огромного шара, который астрономы называют гало. Большинство остальных звезд сосредоточено в сплющенном диске внизу, который содержит также две закрученные ветви на боковой проекции

не видны).
НЕБЕСНЫЕ БРИЛЛИАНТЫ
Спиральная
галактика
Шаровые
звездные
скопления
РОЖДЕНИЕ ШАРОВЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ
Спиральные галактики, подошедшие слишком близко друг к другу, сталкиваются и сливаются. Млечный Путь
через несколько миллиардов лет столкнется с ближайшей к нам галактикой – Туманностью Андромеды. В сталкивающихся галактиках содержатся древние шаровые скопления красные кружки, образовавшиеся
примерно в тоже время, что и сами галактики. Захватывая друг друга, галактики сливаются в одну, но уже не
спиральную, а эллиптическую систему. При столкновении давление газа внутри галактик повышается, что
приводит к образованию новых шаровых скоплений синие кружки. Недавно астрономы обнаружили эллиптические галактики с двумя различными популяциями шаровых скоплений. Старые шаровые скопления
Молодые шаровые скопления
Спиральная галактика NGC Спиральная галактика
IC 2163
Не думаю, что кто+то мечтает увидеть подобное. Хотя диаметр белого карлика – меньше одной сотой диаметра Солнца, столкновение с ним вызовет катастрофическую последовательность событий. С приближением к Солнцу карлик начнет притягивать к себе его вещество, из+за чего светило станет похожим на грушу. К счастью,
вероятность такого столкновения очень мала. Однако в более плотных частях Галактики, например в шаровых звездных скоплениях, такие события происходят довольно часто.
Из всех возможностей уничтожения жизни на
Земле столкновение Солнца с другой звездой самая драматичная. Если налетающим объектом будет белый карлик (сверхплотная звезда, в которой масса, близкая к массе Солнца, сосредоточена в объеме диаметром всего в одну сотую его диаметра, земляне смогут насладиться зрелищем великолепного фейерверка. Белый карлик врежется в Солнце со скоростью 600 км/с, вызвав мощную ударную волну, которая сожмет и разогреет его до температуры, превышающей температуру возбуждения термоядерной реакции. Карлик пронзит светило насквозь всего за час, но последствия будут необратимыми. За это время Солнце выделит столько термоядерной энергии, сколько оно обычно выделяет за 100 млн.
лет. Возросшее давление выбросит газ со скоростью, намного превышающей скорость убегания,
и за несколько часов Солнце полностью разрушится. А виновник катастрофы – белый карлик беззаботно продолжит свой путь.
В отдаленном будущем Солнце (и Землю) могут ожидать разные бедствия, но столкновения с другой звездой – не из их числа. Простые расчеты британского астрофизика Джеймса Джинса (James
Jeans), сделанные вначале в, позволяют утверждать, что ни одна из 100 млрд. звезд в диске нашей Галактики не сталкивалась с другой звездой.
Но выводы Джинса применимы лишь к окрестностям Солнца, где межзвездные расстояния огромны, а в других частях Галактики столкновения возможны. Плотные звездные скопления вот поистине котел, где происходят катастрофы.
В последние годы здесь обнаружены тела, которые могли возникнуть только в результате разрушения звезд. Длительную эволюцию звездных скоплений могли нарушить столкновения звезд,
и наиболее мощные из них можно наблюдать на полпути к границам Вселенной.
Мир, где звезда пожирает звезду
Открытие квазаров в 1963 г. побудило исследователей обратить особое внимание на столкновения звезд. Многие из квазаров излучают столько энергии, сколько 100 трлн. Солнца поскольку некоторые из них меняют яркость меньше чем за сутки, области, где порождается их энергия,
должны иметь размеры не больше расстояния,
которое может пройти свет за сутки, – это примерно размер нашей Солнечной системы. Астрономы задались вопросами если миллионы звезд сосредоточить в таком незначительном объеме,
будут ли они сталкиваться между собой Могут ли подобные столкновения вызывать выделение столь огромных энергий?
К 1970 г. стало ясно, что ответ на второй вопрос отрицательный. Не могут столкновения звезд объяснить и образование узких струй, истекающих из
А ль м ан ах КОСМОС Все же астрономы нашли шаровые скопления промежуточного возраста в нескольких эллиптических галактиках. Группа ученых из Южной европейской обсерватории в Германии и из обсерватории Мюнхенского университета обнаружила большую популяцию шаровых звездных скоплений в довольно обычной эллиптической галактике. Сотрудники Института космического телескопа сосредоточили свои исследования на эллиптических галактиках, в которых благодаря их несколько возмущенной форме (свидетельствующей, что они еще не достигли полной зрелости) и наличию более молодых звезд ожидалось присутствие шаровых звездных скоплений промежуточного возраста. Результаты детальных наблюдений подтвердили это предположение.
Сюрпризы плотности
Итак, установлено, что существуют шаровые звездные скопления всех возрастов молодые возрастом от нескольких миллионов до нескольких сотен миллионов лет (в сливающихся галактиках),
среднего возраста – несколько миллиардов лет,
старые – возрастом около 12 млрд. лет (только они были известны ранее. Некоторые результаты детального их изучения оказались неожиданными. Плотность газа в областях вспышек звездооб+
разования враз больше, чем в типичных спиральных галактиках. Высокое давление сжимает газ до плотности, необходимой для формирования звезд. В диске нашей Галактики формирование звезд больше не приводит к рождению шаровых скоплений давление газа слишком мало. С другой стороны, рождение звезд на раннем этапе истории Вселенной вызывало нагрев облаков газа в карликовых и спиральных галактиках, что приводило к повышению давления. Именно это может быть причиной существования шаровых звездных скоплений в карликовых галактиках и во внешних областях спиральных галактик, избежавших крупных слияний.
(Претерпев такое слияние, они бы уже небыли карликовыми или спиральными.)
Было сделано еще одно важное открытие размеры недавно сформировавшихся шаровых звездных скоплений не связаны сих массами более массивные скопления нисколько не крупнее,
они просто плотнее. Этого никто не ожидал.
Обычно чем больше масса объекта, связанного силой тяготения – такого как звезда или планета, – тем больше его размер. Ноу молодых звездных скоплений это не так. На сегодня лучшее объяснение обнаруженного парадокса следующее вначале скопления меньшей массы имеют меньшие размеры, но затем теряют часть звезд,
и потеря массы ослабляет силы тяготения, в результате чего скопление расширяется.
Но интереснее всего то, что древние шаровые звездные скопления могут служить отличным инструментом для изучения истории космоса с эпохи
Большого взрыва, когда формировались звезды и галактики, а более молодые скопления отражают эволюцию Вселенной до сегодняшнего дня. В мире науки, №1, ГАЛАКТИКИ bbСтивен Зепф, Кит Ашман

Старые (Старые и среднего возраста (NGC Молодые (NGC 4038 и NGS ТРИ ПОКОЛЕНИЯ ШАРОВЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ
Шаровые звездные скопления Млечного Пути – такие как M80 справа) – состоят из звезд древних, как сама Вселенная. Однако в эллиптической галактике NGC 4365 в центре) есть два вида шаровых скоплений – древние помечены красными кружками) и среднего возраста помечены синими кружками. В паре сталкивающихся галактик Антенны (NGC 4038 и NGC 4039, крайнее правое изображение) есть еще более молодые скопления (врезка).
КОГДА ЗВЕЗДЫ СТАЛКИВАЮТСЯ
Майкл Шара Столкновение двух звезд – необыкновенное зрелище. Раньше оно считалось невозможным, но теперь известно, что для некоторых областей Галактики это обычное явление.
ОБЗОР: СТОЛКНОВЕНИЯ ЗВЕЗД Необходимо пересмотреть учебники. Вопреки здравому смыслу стало ясно, что в звездных скоплениях могут происходить столкновения. Особенно это касается шаровых звездных скоплений, где концентрация звезд велика и гравитационные силы увеличивают вероятность таких столкновений О существовании столкновений звезд свидетельствуют факты. Во$первых, в шаровых звездных скоплениях существуют звезды, называемые голубыми бродягами, происхождение которых объясняется столкновениями звезд. Во$вторых,
шаровые скопления содержат аномально большое количество рентгеновских источников, которые,
вероятнее всего, являются продуктами столкновений звезд
центральных областей многих квазаров, где генерируется энергия. Ответственность за это была возложена на сверхмассивные черные дыры.
Правда, некоторые исследователи недавно высказали предположение, что столкновения звезд могут поставлять вещество в эти черные дыры.
Если ученые, изучающие внегалактические области Вселенной, отвергли возможность столкновения звезд, то их коллеги, занимающиеся Галактикой, признали ее. Спутник Uhuru, запущенный в 1970 г. для поиска источников рентгеновского излучения, обнаружил в Галактике около таких источников. Целых 10% из них находятся в наиболее плотных шаровых звездных скоплениях, которые включают в себя лишь всех звезд Галактики. Таким образом, число рентгеновских источников в этих скоплениях по какой+то причине непропорционально велико.
Что представляют собой рентгеновские источники Предположим, что каждый из них – это пара звезд, одна из которых умерла и сжалась,
превратившись в нейтронную звезду или черную дыру. Она пожирает звезду+партнера, втягивая в себя ее вещество, и тем самым нагревает газ до столь высокой температуры, что он начинает испускать рентгеновское излучение. Такие патологические пары редки. Лишь водном случае из миллиарда совместная эволюция двух новорожденных звезд приводит к образованию яркой двойной рентгеновской системы. ГАЛАКТИК ИМ ай кл Шара bbПРОЦЕССЫ, УВЕЛИЧИВАЮЩИЕ ВЕРОЯТНОСТЬ СТОЛКНОВЕНИЯ ЗВЕЗД

Выброшенная звезда
Отклоненная траектория
Черная дыра
Испарение
Звезды в шаровых звездных скоплениях напоминают пчелиный рой. Когда 3–4 звезды сближаются друг с другом, происходит перераспределение энергии. Как следствие – одна из звезд может оказаться заграницей скопления. При этом оставшиеся звезды сближаются еще теснее и начинают сталкиваться между собой. Этот процесс занимает обычно несколько миллиардов лет.
Гравитационное притяжение
В космическом масштабе звезды представляют собой слишком маленькие мишени,
чтобы столкнуться. Каждая из них перемещается в очень узком коридоре в пространстве, и, на первый взгляд, вероятность их пересечения ничтожно мала. Однако гравитационные силы делают звезды более крупными мишенями, отклоняя пути всех приближающихся к ним объектов. В итоге каждая звезда контролирует коридор, поперечник которого во много раз больше диаметра самой звезды, что увеличивает вероятность их пересечения, и следовательно, столкновения звезд.
Приливный захват
Черная дыра или нейтронная звезда еще меньшие мишени, чем обычная звезда. Но они могут создавать мощные приливные эффекты, которые деформируют пролетающую поблизости звезду.
В результате такой деформации происходит рассеяние энергии, что может заставить перейти две звезды на орбиты вокруг их общего центра масс. В таком случае столкновение становится лишь вопросом времени, поскольку последующие близкие прохождения будут приводить к дальнейшему отбору энергии орбитального движения.
А ль м ан ах КОСМОС КОГДА ЗВЕЗДЫ СТАЛКИВАЮТСЯ
Результаты столкновений
Белый карлик пролетает сквозь раздувшийся красный гигант примерно заме сяц. Он выходит из столкновения невредимыми уносит с собой часть газа гиганта.
Сам же гигант разваливается на части, хотя его ядро остается неповрежденными превращается в другой белый карлик. Косое соударение двух обычных звезд различных масс.
Меньшая звезда имеет меньшую массу, но плотнее, поэтому она дольше остается неповрежденной. Примерно за час она погружается в более крупную звезду, в результате чего образуется одна быстро вращающаяся звезда. Часть общей массы двух исходных звезд рассеивается в межзвездном пространстве.
1 2
4 5
3 1
2 4
5 Столкновение двух звезд главной последовательности

Белый карлик налетает на красный гигант
Сверхгигант
Красный
Звезда Коричневый
Белый
Нейтронная Черная
гигант
главной карлик
карлик
звезда
дыра
последоваP
тельности
Черная
Черная дыра +Черная дыра +Черная дыра +Черная дыра +Черная дыра + Черная дыра + Черная
дыра
диск +диск +диск диск диск диск дыра белый карлик белый карлик
Нейтронная
Нейтронная
Нейтронная
Нейтронная
Нейтронная
Нейтронная
Нейтронная
звезда
звезда или звезда или звезда или звезда или звезда или звезда или черная дыра +черная дыра +черная дыра +черная дыра +черная дыра +черная дыра + диск +диск +диск диск диск диск белый карлик белый карлик
Белый Белый карлик +Белый карлик +Белый карлик
Белый карлик
Нейтронная
карлик
белый карлик белый карлик или нейтрон$
звезда или ная звезда белый карлик
Коричневый
Коричневый
Коричневый
Звезда главной Звезда главной
карлик
карлик +карлик + последова$
последова$
белый карлик белый карлик тельности тельности или коричневый карлик
Звезда Звезда главной
Звезда главной
Звезда главной
главной
последова$
последова$
последова$
последоваP
тельности +тельности +
тельности
тельности
белый карлик белый карлик
Красный Белый карлик +Белый карлик +
гигант
белый карлик белый карлик
Сверхгигант
Белый карлик + белый карлик
Имеется семь основных типов звезд, самые плотные из которых – черные дыры, а наименее плотные сверхгиганты. Наше Солнце относится к звездам главной последовательности. В приведенной таблице показаны результаты столкновений для 28 различных сочетаний типов звезд. Для многих сочетаний столкновения могут иметь разные исходы в зависимости от скорости соударения, угла и других параметров. Результаты, представленные в таблице, соответствуют столкновениям с умеренной скоростью и глубоким проникновением. Под таблицей показаны два примера таких столкновений
Как происходящее в шаровых скоплениях может объяснить эти противоречия Стало ясно,
что решающий фактор – высокая концентрация звезд. В радиусе всего нескольких десятков световых лет сосредоточены миллионы звезд (в таком же объеме в окрестностях Солнца находится лишь несколько сотен. Как пчелы в рое, они движутся по непрерывно изменяющимся орбитам.
Звезды небольших масс, накопившие входе взаимодействия с более массивными одиночными и двойными достаточную энергию, могут выбрасываться за пределы скопления. Этот процесс называют испарением, поскольку он напоминает вылет молекул с поверхности жидкости. Оставшиеся звезды, потерявшие часть энергии, собираются ближе к центру скопления. По прошествии определенного времени они начинают сталкиваться между собой.
Даже в шаровых скоплениях расстояния между звездами очень велики по сравнению сих размерами. Однако в 1975 г. Джек Хилс (Jack G. Hills) и Кэрол Дей (Carol Day), работавшие тогда в Мичиганском университете, доказали, что вероятность столкновения определяется не только размерами звезд. Поскольку в шаровых скоплениях они движутся с малой (по космическим меркам)
скоростью, всего в 10–20 км/с, гравитационные силы могут действовать вовремя сближения достаточно долго. Столкновение может произойти только при условии, что они летят прямо друг на друга. Под действием же гравитационных сил каждая звезда притягивается к другой, в результате чего их траектории сближаются. Из баллистических снарядов, летящих по заданным траекториям, они превращаются в управляемые снаряды, наводящиеся друг на друга. В результате вероятность столкновения увеличивается в 10 тыс.
раз. Возможно, что за прошедшие 13 млрд. лет около половины звезд в центральных областях некоторых шаровых скоплений претерпели одно или даже несколько столкновений.
Эндрю Фабиан (Andrew C. Fabian), Джеймс
Прингл (James E. Pringle) и Мартин Рис (Martin J.
Rees) из Кембриджского университета высказали предположение, что касательное столкновение или очень близкий пролет двух тел могут привести к тому, что две отдельные звезды образуют двойную. (Обычно близкое взаимодействие двух звездных тел симметрично они сближаются, набирают скорость, проносятся мимо и, когда не задевают друг друга, расходятся) Но если одно из них – нейтронная звезда или черная дыра, ее мощное гравитационное поле может деформировать другое тело, отобрав часть его кинетической энергии и не дав ему улететь. Такой процесс называют приливным захватом. Нейтронная звезда или черная дыра наслаждается своей добычей,
испуская рентгеновские лучи.
Если во взаимодействии участвуют не две, а три звезды, вероятность образования рентгеновской двойной еще больше. Динамика взаимодействия трех тел очень сложна ив некоторых случаях хаотична. В этом случае звезды обычно перераспределяют свою энергию таким образом,
что две более массивные образуют пару, а самая легкая удаляется прочь. Типичная ситуация одиночная нейтронная звезда подлетает слишком близко к обычной двойной. Одна из составляющих этой двойной звезды улетает, а нейтронная занимает ее место, образуя рентгеновский источник. В итоге динамика трех тел и приливный захват приводят к кратному увеличению частоты образования рентгеновских источников в шаровых звездных скоплениях, что разрешает противоречие, выявленное спутником Варианты столкновений

Что происходит, когда сталкиваются две звезды Как ив автомобильной аварии, результат зависит от многих факторов скорости соударения,
внутренней структуры сталкивающихся объектов и параметров удара (лобовой или касательный удар. Водном случае у машины бывает повреждено крыло, в другом – транспортное средство не подлежит восстановлению. Лобовые соударения на больших скоростях наиболее эффективно превращают кинетическую энергию в тепло и давление,
что приводит к полному разрушению объекта.
Для подробного изучения столкновений астрономы применяют суперкомпьютеры, но общий эффект определяется несколькими простыми принципами. Самую важную роль играет различие
Последствия столкновения
Солнца с белым карликом.
Солнце взрывается, как гигантская термоядерная бомба, и от него остается газовая туманность. Небольшая часть массы Солнца собирается в диск вокруг белого карлика, который продолжает свой полет. Земля сохраняется, но ее атмосфера и океаны испаряются. Гравитационное поле центральной звезды (Солнца)
больше не удерживает планеты, и они улетают в межзвездное пространство, где кочуют по всей Галактике.
плотностей. Более плотная звезда получает меньшие повреждения, подобно тому, как на пушечном ядре не останется следов при столкновении с арбузом. Первое исследование лобового столкновения (например, Солнца и белого карлика) было проведено мною и коллегами в х гг. Гиора
Шавив (Giora Shaviv) и Одед Регев работали тогда в Тель+Авивском университете, а сегодня трудятся в израильском Технологическом университете «Технион» в Хайфе. Мы выяснили, что солнцеподобная звезда при таком столкновении уничтожается, а белый карлик, который в 100 млн.
раз плотнее, продолжает свой полет, не претерпев никаких изменений, кроме умеренного нагрева внешних слоев и аномального повышения количества азота на поверхности.
При касательном столкновении белому карлику труднее замести следы. Это показало моделирование, которое провели я, Одед Регев и Ноам Со+
кер (Noam Soker) в Университете Хайфы в Орани+
ме, в Виргинском университете, а также Марио
Ливио (Mario Livio) из Института космического телескопа. Разрушенная солнцеподобная звезда может образовать массивный диск на орбите вокруг карлика. Существование таких дисков пока не доказано, но астрономы могут ошибочно принимать их за обменивающиеся массами двойные звезды в скоплениях.
При столкновении звезд одного типа, одной плотности и одного размера события развиваются совершенно иначе. В х годах моделирование столкновения двух солнцеподобных звезд провели Аластер Камерон (Alastair G. W.
Cameron), который сейчас работает в Аризонском университете, и Фредерик Зейдл (Frederick G.
P. Seidl) из Института космических исследований им. Годдарда NASA. Когда сферические звезды сталкиваются, они сжимают и деформируют друг друга, принимая форму полушарий. При этом температуры и плотности никогда не достигают значений, необходимых для возбуждения разрушительного термоядерного горения. Небольшая доля общей массы столкнувшихся звезд выбрасывается перпендикулярно направлению их взаимного движения, а основная часть массы смешивается. Примерно за один час обе звезды сливаются воедино.
Касательное соударение вероятнее лобового.
Чаще всего массы сталкивающихся звезд различны. Подобный типичный случай исследовали Вил+
ли Бенц (Willy Benz) из Бернского университета в Швейцарии, Фредерик Расио (Frederick A. из Северо+Западного университета и Джеймс Лом+
барди (James C. Lombardi) из Вассарского колледжа. Касательное соударение – это красивый брачный танец, переходящий в вечный союз двух звезд.
Возникший объект кардинально отличается от одиночной звезды вроде Солнца, которая не может пополнять имевшийся в ней изначально запас топлива. Срок жизни солнцеподобной звезды предопределен чем она массивнее, тем горячее и тем быстрее сжигает себя. Цвет характеризует ее температуру именно он помогает компьютерным программам, моделирующим поведение звезды и выработку в ней энергии, с большой точностью предсказать срок ее жизни. Но звезда, образовавшаяся в результате слияния, не подчиняется этому общему правилу. Перемешивание двух слоев газа в процессе соударения может добавить свежую порцию водорода в ядро, омолодив звезду,
как подбрасывание веток в угасающий костер помогает ему вновь разгореться. Поскольку образовавшийся объект массивнее, чем его «родители»,
он оказывается более горячим, более голубыми более ярким. Наблюдатели, которые будут определять его возраст по цвету и яркости, ошибутся.
Например, полный срок жизни Солнца составляет около 10 млрд. лет. Звезда вдвое большей массы враз ярче его, а продолжительность ее жизни составляет всего около 800 млн. лет. Поэтому, если две звезды, подобные Солнцу, прожив полжизни, столкнутся, они образуют единую горячую звезду, имеющую в момент своего образования возраст примерно в 5 млрд. летно ее вид будет соответствовать возрасту менее 800 млн.
лет. При этом отпущенный ей срок будет зависеть оттого, какое количество водорода попало в ядро в результате соударения. Обычно это время оказывается намного меньше, чему родителей. Даже своей смертью такая звезда отличается от других. Умирая, она сначала раздувается в красный гигант, затем превращается в планетарную туманность ив итоге становится белым карликом, который намного горячее других, более старых карликов сравнимой массы.
1   ...   12   13   14   15   16   17   18   19   ...   36

перейти в каталог файлов


связь с админом