јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > «ор≥, њх утворенн¤, розвиток ≥ види

“иповим прикладом виродженого карлика е супут≠ник най¤скрав≥шоњ зор≥ земного неба Ч —≥р≥уса Ч —≥р≥ус ¬. ƒо реч≥, —≥р≥ус ¬ став першим представником класу вироджених з≥р, ви¤вленим астрономами...

ќтже, зор≥ з масою, що не перевершуЇ 1,4 маси —он≠ц¤, п≥сл¤ вигор¤нн¤ водню перетворюютьс¤ на б≥лих карлик≥в. якщо ж маса зор≥, ¤ка завершуЇ св≥й життЇ≠вий шл¤х, б≥льша за 1,4 маси —онц¤, то стисненн¤ на стад≥њ виродженого карлика не зупин¤Їтьс¤, п≥д д≥Їю сил т¤ж≥нн¤ воно триваЇ дал≥. ¬иникаЇ так званий грав≥≠тац≥йний колапс Ч невтримне пад≥нн¤ речовини зор≥ до њњ центра.

Ќа цьому етап≥ може статис¤ потужний вибух зор≥ Ч вже в≥домий нам спалах надновоњ. ѕри цьому залишок зор≥, що вибухнула, може утворити об'Їкт, у надрах ¤кого п≥д д≥Їю колосального тиску електрони ви¤вл¤тьс¤ Ђвдрукованимиї у протони. ѕротони перетвор¤тьс¤ у нейтрони.

Ќейтронна зор¤ Ч компактне, надзвичайно щ≥льне т≥ло д≥аметром усього близько 15Ч20 км. —ередн¤ гу≠стина речовини таких з≥р дос¤гаЇ дивовижноњ величи≠ни Ч 10м грам≥в у куб≥чному сантиметр≥. ÷е густина ¤дерноњ речовини. Ќейтронна зор¤ Ч це н≥би зб≥льшене в багато раз≥в атомне ¤дро.

÷≥каво, що ≥снуванн¤ нейтронних з≥р було теоретич≠но передбачене ще в довоЇнн≥ роки видатним рад¤нським ученим академ≥ком Ћ. ƒ. Ћандау. јле ви¤вити њх уда≠лос¤ т≥льки в 1967 р. за незвичним ≥мпульсним випро≠м≥нюванн¤м.

«'¤сувалос¤, що генераторами цього випром≥нюван≠н¤ Ї нейтронн≥ зор≥, ¤к≥ швидко обертаютьс¤. якщо ней≠тронна зор¤ випром≥нюЇ в рад≥од≥апазон≥, то породже≠ний нею рад≥опром≥нь описуватиме пер≥одичн≥ кола в простор≥, наче пром≥нь ма¤ка, що обертаЇтьс¤. ≤ кожне проходженн¤ такого промен¤ через антену рад≥отеле≠скопа буде зареЇстровано ¤к окремий ≥мпульс...

ѕовернемос¤, проте, до еволюц≥њ вмираючоњ зор≥. ” тих випадках, коли маса нейтронного задишка пере≠вищуЇ 3Ч4 маси —онц¤, теор≥¤ стверджуЇ, що грав≥та≠ц≥йне стисненн¤ повинне тривати дал≥. ≤ в результат≥ колапсу утворюЇтьс¤ чорна д≥ра.

ћетодичн≥ м≥ркуванн¤. “епер в≥домо к≥лька косм≥чних об'Їкт≥в, ¤к≥ здогадне ототожнюютьс¤ з чорними д≥рами под≥бного типу. ќднак повноњ впевненост≥ в цьому поки що немаЇ, оск≥льки ф≥зичн≥ ¤вища, пов'¤зан≥ з Ђп≥дозрю≠ванимиї об'Їктами, можуть мати й ≥нш≥ по¤сненн¤. Ќа думку де¤ких учених, утворенн¤ чорних д≥р внасл≥док вмиранн¤ масивних з≥р, ¤кщо й в≥дбуваЇтьс¤, то в ус¤≠кому раз≥ досить р≥дко.

Ђ«ор¤,Ч пише академ≥к ¬. Ћ. √≥нзбург,Ч може зак≥н≠чити св≥й життЇвий шл¤х одним з чотирьох способ≥в: вибухнути до останку, перетворитис¤ у б≥лий карлик або у нейтронну зорю ≥, нарешт≥, стати чорною д≥рою. ћо≠жливо, ≥ де¤к≥ в≥дом≥ з л≥тератури розрахунки п≥дкр≥п≠люють це припущенн¤, що к≥нцевий стан у форм≥ чврноњ д≥ри дос¤гаЇтьс¤ лише за р≥дким зб≥гом умов ≥ пара≠метр≥вї '.

—палах надновоњ. —еред ¤вищ, що в≥дбуваютьс¤ у зо≠р¤них св≥тах, одним з найгранд≥озн≥ших Ї так зван≥ спалахи наднових з≥р.

«г≥дно з сучасними теоретичними у¤вленн¤ми под≥б≠н≥ спалахи виникають на завершальному етап≥ ≥снуван≠н¤ досить масивноњ зор≥ при переход≥ в≥д стад≥њ б≥лого карлика до стад≥њ нейтронноњ зор≥ чи чорноњ д≥ри.

” 1758 роц≥ французький астроном Ўарль ћессье, що займавс¤ пошуками комет, ви¤вив у суз≥р'њ “ельц¤ туманну св≥тну пл¤му, ¤ку в≥н прийн¤в за нев≥дому комету. ќднак п≥зн≥ше з'¤сувалос¤, що на в≥дм≥ну од комет, ¤к≥ перем≥щуютьс¤ серед з≥р, ц¤ туманн≥сть про≠довжуЇ залишатис¤ на одному ≥ тому самому м≥сц≥. « по¤вою б≥льш потужних телескоп≥в вдалос¤ роздиви≠тись њњ детальн≥ше. ¬и¤вилос¤, що туманн≥сть маЇ досить чудернацьку форму, ¤ка чимось нагадуЇ г≥гантського фантастичного краба з численними клешн¤ми. ” зв'¤зку з цим туманн≥сть д≥стала назву  рабовидноњ.

ѕ≥зн≥ше з'¤сувалос¤, що гази, ¤к≥ вход¤ть до складу  рабовидноњ туманност≥, розл≥таютьс¤ по рад≥альних напр¤мах в≥д певного центра ≥з швидк≥стю приблизно 100 км/с. ÷е означало, що близько 900 рок≥в тому вс¤ речовина  рабовидноњ туманност≥ була сконцентрована в одному м≥сц≥. ўо ж сталос¤ в цьому район≥ неба на початку другого тис¤чол≥тт¤ нашоњ ери?

¬≥дпов≥дь на це запитанн¤ було знайдено в китай≠ських хрон≥ках тих час≥в. як з'¤сувалос¤, у 1054 роц≥ в суз≥р'њ “ельц¤ спалахнула надзвичайно ¤скрава зор¤. ¬она св≥тила так сильно, що прот¤гом трьох тижн≥в њњ було добре видно на денному неб≥ при св≥тл≥ —онц¤. ѕот≥м зор¤ згасла, а на м≥сц≥ спалаху утворилас¤ газова туманн≥сть, що й д≥стала згодом назву  рабовидноњ.

« цього видно, що йдетьс¤ саме про спалах надновоњ зор≥. ѕравда, ц¤ назва не зовс≥м точно в≥дображав суть справи, оск≥льки Ђспалахуютьї зор≥, ¤к≥ ≥снували ≥ до цього, але мали наст≥льки низьку св≥тн≥сть, що њх не можна було спостер≥гати тими засобами, ¤к≥ у минул≥ часи були в розпор¤дженн≥ астроном≥в. ” результат≥ ж спалаху вони ставали добре пом≥тними нав≥ть неозброЇ≠ним оком. ћимовол≥ створювалос¤ враженн¤, що з'¤ви≠лас¤ нова зор¤.

—палахи наднових розвиваютьс¤ пор≥вн¤но швидко Ч-у середньому прот¤гом 10 дн≥в, п≥сл¤ чого блиск починав поступово зменшуватись. ¬ид≥л¤Їтьс¤ величезна к≥ль≠к≥сть енерг≥њ: в≥д 1049 до 1051 ерг. “аку к≥льк≥сть енерг≥њ —онце випром≥нюЇ за м≥ль¤рди рок≥в. ј в максимум≥ блиску Ђнадноваї з≥рка св≥тить ¤к к≥лька м≥ль¤рд≥в —онць! як показують спостереженн¤ й розрахунки, п≥д час такого спалаху значна частина маси зор≥ розл≥таЇть≠с¤ у р≥зних напр¤мах ≥з швидк≥стю до 20 000 км/с. ÷ен≠тральна ж частина Ђнадновоњї стискуЇтьс¤ ≥ перетворюЇ≠тьс¤ на дуже маленьку нейтронну зорю, що маЇ коло≠сальну густину.

ўо ж до ф≥зичного механ≥зму, ¤кий спричинюЇ спалахи Ђнадновихї з≥р, то в≥н поки що залишаЇтьс¤ не¤сним. ѕод≥бн≥ спалахи Ч досить р≥дк≥сне ¤вище, тому њх важко вивчати. Ќаприклад, у наш≥й √алактиц≥ на≠раховуЇтьс¤ всього лише 300 залишк≥в Ђнадновихї з≥р.

як показали розрахунки, зроблен≥ астрономами, в се≠редньому в кожн≥й галактиц≥ один спалах Ђнадновоњї в≥дбуваЇтьс¤ приблизно один раз у 360 рок≥в. јле фак≠тично так≥ спалахи можуть в≥дбуватис¤ ≥ част≥ше. “ак. встановлено, що за останню тис¤чу рок≥в у наш≥й √а≠лактиц≥ сталос¤ приблизно 5 под≥бних спалах≥в.

≤ все ж ¤вище це Ч досить р≥дк≥сне. ќсь чому таку пильну увагу астроном≥в привернув спалах надновоњ, ви¤вленоњ канадським астрономом я. Ўелтаном 24 лютого 1987 р. —палах цей ставс¤ в одн≥й з найближчих до нас галактик Ч ¬елик≥й ћагелланов≥й ’мар≥, розта≠шован≥й в≥д нас на в≥дстан≥ близько 180 тис. св≥тлових рок≥в (в≥дстань за косм≥чними масштабами пор≥вн¤но невелика).

Ќезадовго до в≥дкритт¤ надновоњ в оптичному д≥апа≠зон≥ нейтринов≥ детектори, розташован≥ у р≥зних пунк≠тах земноњ кул≥ зареЇстрували пом≥тне посиленн¤ потоку нейтрино, що надход¤ть на нашу планету з косм≥чного простору.

” наступн≥ дн≥, тижн≥ й м≥с¤ц≥ астроф≥зики мали ун≥кальну можлив≥сть посл≥довно спостер≥гати розвиток цього р≥дк≥сного косм≥чного ¤вища. —постереженн¤ про≠водились не т≥льки наземними обсерватор≥¤ми, а й за допомогою апаратури, встановленоњ на астроф≥зичному модул≥ Ђ вантї, пристикованому до рад¤нськоњ орб≥таль≠ноњ станц≥њ Ђћирї.

«добут≥ дан≥ становл¤ть величезну наукову ц≥нн≥сть. ¬они дають можлив≥сть пор≥вн¤ти теоретичн≥ у¤вленн¤ про ф≥зичний Ђмехан≥змї спалах≥в наднових з≥р з фак≠тичним розвитком цього ¤вища. ” перспектив≥ обробка результат≥в проведених спостережень ≥ њх анал≥з дозво≠л¤ть уточнити ≥снуючу теоретичну модель под≥бних спалах≥в.

1	2

Ќазва: «ор≥, њх утворенн¤, розвиток ≥ види
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (1514 прочитано)