ВУЗ:
Составители:
85
звезды. Постепенно остывая, они излучают все меньше и меньше энер-
гии, светимость падает, гравитационные силы сжимают вещество. Бе-
лые карлики постепенно переходят в разряд “черных карликов” – хо-
лодных звезд огромной плотности и небольшого размера (порядка зем-
ного при массе порядка солнечной). Этот процесс длится сотни мил-
лионов лет.
Так прекращает свое
существование большинство звезд. Однако
финал жизни звезд, массы которых больше М
Солнца
, может быть иным.
Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции взрываются.
В этих случаях говорят о вспышке “сверхновой”. От “сверхновых” сле-
дует отличать обычные “новые” звезды. Вспыхивают новые звезды дос-
таточно часто – в Галактике до 100 в год. Новые звезды – это тесные
двойные системы, и присутствие соседки мешает нормальной эволюции
звезды,
в частности – переходу ее в стадию “красного гиганта”. Возни-
кающая неустойчивость ведет к периодическим вспышкам. Светимость
в этот период резко возрастает, но она в тысячи раз меньше, чем у
сверхновых.
В отличие от вспышек новых звезд, вспышка сверхновой – весьма
редкое явление. В больших звездных системах, подобных нашей Галак-
тике, вспышки сверхновых
происходят в среднем раз в сто лет. Извест-
ны описания вспышек сверхновых в Галактике. Так, по китайским хро-
никам, в июле 1054г. на небе появилась звезда, видимая даже днем. При
этом по своему блеску она превосходила Венеру. Но через несколько
месяцев исчезла. Уже в наше время выяснилось, что на месте
этой звез-
ды находится Крабовидная туманность.
В конце февраля 1987г. в одном из ближайших спутников Галакти-
ки – Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая. Обнару-
женная вспышка произошла всего за 180000 лет до момента наблюде-
ния. Впервые удалось не только зафиксировать явление взрыва, но и
получить информацию о состоянии звезды до взрыва.
Существует несколько
гипотез о причине взрыва звезд, наблюдае-
мых как сверхновые. Единой точки зрения нет. Возможный вариант –
катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии гравита-
ционных сил при резком сокращении размеров ядра.
Если звезды с массой меньше М
Солнца
могут преодолеть этап эво-
люции от протозвезды к “красному гиганту” и “белому карлику”, то
звезды, у которых М≅1,4 – 2,5 М
Солнца
не могут перейти в устойчивое
состояния белого карлика. После сброса оболочки они катастрофически
быстро сжимаются до размеров порядка 10 км. При этом скорость вра-
щения должна резко возрастать (вспомните фигуриста, прижимающего
руки к телу во время вращения!). Теоретические расчеты показывают,
Страницы
- « первая
- ‹ предыдущая
- …
- 83
- 84
- 85
- 86
- 87
- …
- следующая ›
- последняя »
