Главная Обратная связь Добавить в закладки Сделать стартовой
Здоровая жизнь

Квазары - самые отдаленные от нас астрономические объекты.

Известно, что Вселенная переживает сейчас глобальную эволюцию. Много миллиардов лет назад галактики относительно друг друга располагались в более близком соседстве. Но в результате космологического расширения Вселенной они стали со все более возрастающей скоростью разбегаться. Со временем далекие от нас астрономические объекты становятся еще отдаленнее. О расширении Вселенной, когда, можно сказать, расширяется само пространство, свидетельствуют многие факты и наблюдения, в том числе и так называемое явление красного смещения в спектрах излучения наблюдаемого объекта. Под красным смещением астрономы подразумевают уменьшение частоты (или длины волны) излучения, наблюдаемое при увеличении расстояния источника волн относительно их приемника (эффект Доплера). В результате этого эффекта спектральные линии излучения далекого объекта оказываются смещенными в сторону красной части спектра по сравнению с эталонными спектрами. Следовательно, чем больше расстояние от нас до астрономического объекта, тем больше величина красного смещения. Наибольшее красное смещение отмечается в спектрах излучения квазаров, природа которых еще полностью не выяснена. Обычно эта величина для далеких квазаров лежит в пределах 2т3,5..

В 1982 году австралийскими астрономами был открыт новый квазар, получивший название PKS 200-330, у которого обнаружилось рекордное для того времени красное смещение Z==3,78. Это означает, что спектральные линии отдаляющегося от нас астрономического объекта в результате эффекта Доплера имеют длину волны, в 3,78 раза превышающую значение неподвижного источника светоизлучения. Расстояние до этого квазара, видимого в оптический телескоп как звезда девятнадцатой величины, составляет 12,8 млрд световых лет..

Во второй половине 80-х годов было зафиксировано еще несколько наиболее отдаленных квазаров, величина красного смещения которых уже превышает 4,0. Таким образом, радиосигналы, посланные этими квазарами тогда, когда еще не была сформирована наша Галактика, в том числе Солнечная система, можно только сегодня зарегистрировать на земле. А преодолевают эти лучи огромное расстояние-более 13 млрд световых лет. Эти следующие друг за другом астрономические открытия были сделаны в ходе конкурентной научной гонки австралийских астрономов из обсерватории Сайдинг-Спринг и их американских коллег из обсерватории Маунт-Паломар в Калифор-нии. Сегодня самый удаленный от нас объект -квазар PC 1158+4635 с красным смещением, равным 4,733. Расстояние до него составляет 13,2 млрд световых лет..

Но вот в той же обсерватории Маунт-Паломар посредством 5-метрового телескопа американские звездные исследователи во главе с отважным охотником за квазарами М. Шмидтом в сентябре 1991 года окончательно подтвердили слухи о существовании более далекого от нас астрономического объекта. Величина красного смещения рекордно далекого квазара под номером PC 1247+3406 составляет 4,897. Кажется, дальше уже некуда. Излучение этого квазара доходит до нашей планеты за время, почти равное возрасту Вселенной. Так что новый рекордсмен располагается, если можно так выразиться, на самом краю необъятного и бесконечного в своем расширении мироздания.



Рассеянные звездные скопленияГазопылевые облака могут обладать массами в тысячи и миллионы масс Солнца. Из их вещества может родиться множество звезд. В этом случае оyи расположатся на некотором отдалении друг от друга внутри облака. Такую группу, редко принимающую правильные очертания, принято называть рассеянным звездным скоплением

Звезды скопления могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды тоже погружены в голубую холодную туманность

В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, в спиральных рукавах. На небе мы видим их как полосу Млечного Пути. Здесь же ютятся и почти все рассеянные скопления

Скопления не вечны, ведь звезды движутся. Расстояния между звездами в рассеянных скоплениях относительно велики, а значит малы и силы гравитационного взаимодействия. За миллионы лет скопление постепенно расширяется в пространстве, перестает быть компактным. Иногда по общему движению и расстоянию до группы звезд можно угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными ассоциациями. Мало кому известно, что по меньшей мере 5 звезд Ковша Большой Медведицы составляют одну из таких групп.

Шаровые звездные скопленияШаровые звездные скопления, в отличие от рассеянных, значительно богаче звездами. Их там может быть до миллиона. Кроме того, шаровые скопления очень компактны, и звезды в них удалены на малые расcтояния друг от друга. Считается, что они образовались вместе с Галактикой из чрезвычайно плотных и массивных газовых облаков. Это гипотеза подтверждается тем, что почти все звезды в шаровых скоплениях старые, процессы звездообразования в них идут очень и очень слабо. Голубых звезд тоже почти нет, так как голубые звезды заведомо молоды по сравнению с возрастом Галактики (10-15 млрд. лет). Многие звезды в шаровых скоплениях уже находятся на стадии красных гигантов, поэтому обычный цвет этих объектов желтоватый или даже рыжий. Молодые шаровые звездные скопления в нашей Галактике не обнаружены

Форма шаровых скоплений сферическая или эллипсоидальная, отсюда и название

Шаровые скопления входят в состав галактического гало.



Ближайшая к нам звезда - это Солнце. О нем подробно рассказано на отдельной странице. Здесь же мы поговорим о звездах вообще, то есть в том числе и о тех, что можно видеть ночью

Солнце мы тоже не станем исключать из повествования, наоборот, мы всегда будем сравнивать с ним другие звезды. До Солнца - 150 000 000 километров. Это в 270 000 раз ближе, чем до самой близкой, исключая само Солнце, звезды. Ясно, почему очень многое, что известно о звездах, мы знаем благодаря нашему дневному светилу

Даже свет от ближайших звезд идет несколько лет, а сами звезды в самые мощные телескопы видны как точки. Впрочем, это не совсем так: звезды видны в виде крохотных дисков, но это связано с искажениями в телескопах, а не с увеличением. Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды рождаются и умирают. Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик… А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Более того, задавшись определенным пределом яркости звезд, близким по доступности глазу, можно это число назвать точнее, чуть ли не до единиц. Яркие звезды давно посчитаны и занесены в каталоги. Яркость звезды (или, как говорят, ее блеск) характеризуется звездной величиной, которую астрономы давно умеют определять. Так что же такое звезды?

Звезды - раскаленные газовые шары. Температура поверхности звезд различна. У некоторых звезд она может достигать 30 000 К, а у других - лишь 3 000К. Наше Солнце имеет поверхность с температурой около 6 000 К. Надо оговориться, что говоря о поверхности, мы имеем в виду лишь видимую поверхность, так как никакой твердой поверхности у газового шара быть не может

Нормальные звезды гораздо больше планет, но главное - гораздо массивнее. Мы увидим, что есть во Вселенной странные звезды, имеющие типичные для планет размеры, но во много раз превосходящие последние по массе. Солнце в 750 раз массивнее всех остальных тел Солнечной системы. Подробнее о размерах планет, астероидов и комет и о них самих Вы сможете узнать на страницах, посвященных Солнечной Системе. Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако, массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах - от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Может быть, есть и более тяжелые, но такие массивные звезды очень редки. Нетрудно догадаться, прочитав последние строки, что звезды очень сильно отличаются по плотности. Есть среди них такие, кубический сантиметр вещества которых перевешивает большой груженый океанский корабль. Вещество других звезд настолько разряжено, что его плотность меньше плотности того наилучшего вакуума, который достижим в земных лабораторных условиях. К разговору о размерах, массах и плотности звезд мы еще вернемся в дальнейшем.



Нейтронные звезды могут быть обнаружены только по вспышкам рентгеновских излучений. В видимом диапазоне поверхность такой звезды не видна и о свете, а тем более о цвете, речи быть не может. Значит, единственно правильным ответом на этот вопрос будет ответ: черный цвет. Нейтронные звезды образуются из обычных звезд (имеющих магнитное поле) в результате сжатия до плотностей в сотни миллионов тонн на кубический сантиметр. Такие условия благоприятны для образования нейтронов из чего, в общем, и состоит нейтронная звезда. Магнитное поле, естественно, не исчезает и, благодаря небольшим размерам (и в тоже время огромной массе) нейтронной звезды, становится таким мощным.

Козловский А.Н.

Ответ на вопрос о цвете нейтронной звезды лежит в ее природе: это звезда, которая исчерпала свое термоядерное топливо и коллапсировала (сжалась под действием гравитации) до такой степени, что электронные оболочки уже вдавлены в ядра атомов, т.е. все ядро звезды представляет собой как бы одно громадное атомное ядро. Но в то же время близкодействующих ядерных сил (так называемое сильное взаимодействие) еще достаточно, чтобы воспрепятствовать дальнейшему коллапсу и превращению звезды в черную дыру.

Собственное электромагнитное излучение в видимом диапазоне у такого объекта чрезвычайно мало. Однако межзвездное пространство в галактиках содержит довольно большое количество газа (т.е. это далеко не вакуум, в современных ускорителях его приходится создавать в тысячи и миллионы раз более глубоким), который при ускоренном падении на нейтронную звезду довольно сильно излучает (ярко светится). Это связано с тем, что любая заряженная частица - согласно законов электродинамики - при ускоренном движении излучает электромагнитные волны, т.е. свет. Кроме того, поверхностные слои нейтронной звезды состоят из обычного вещества (правда слои довольно тонкие), которые в результате падения газа разогреты до очень высоких температур.

А при таких температурах в видимой область спектра распределение интенсивности по цветам практически равномерно. Следовательно, цвет у нейтронных звезд - белый, что и подтверждают новейшие исследования нейтронных звезд, выполненных при помощи специального спектрометра, установленного на орбитальном телескопе "Хаббл".

Чтобы ответить на второй вопрос, мне придется сослаться на некоторые следствия квантовой механики: как известно, элементарные частицы обладают спином - собственным моментом вращения, который никаким образом НЕ МОЖЕТ быть объяснен прямым механическим вращением. Причем, частицы подразделяются на два принципиально различных класса - с целым спином: 0, 1, 2, 3… (конечно же, привычный механический момент получается умножением на постоянную Планка), которые называют БОЗОНАМИ (т.е. они подчиняются квантовой статистике Бозе-Эйнштейна), характерный пример - фотоны; и с полуцелым спином: 1/2, 3/2, 5/2…, которые называют ФЕРМИОНАМИ (они подчиняются квантовой статистике Ферми-Дирака). Пример - электроны.

"Главный фокус" заключается в том, что несколько бозонов могут находится в одном и том же квантовом состоянии, а фермионы - нет, за исключением, так называемого кулоновского вырождения, которое позволяет в атоме на одной оболочке находится НЕ БОЛЕЕ, чем строго определенному количеству электронов. Минимальное количество - 2, СТРОГО связанное со СПИНОВЫМ вырождением, когда спины НАПРАВЛЕНЫ в противоположные направления. Одновременное наличие спина и электрического заряда приводит к появлению у элементарной частицы собственного МАГНИТНОГО момента (вычисляется умножением спина на магнетон Бора), который в нормальном состоянии статистически строго скомпенсирован (именно в этом состоянии достигается минимум так называемой свободной энергии - это термодинамический потенциал, впервые использованный Гиббсом).

Однако у некоторых атомов (например, железа) существует эффект "ПРОВАЛА" одной из электронных оболочек, что приводит к энергетически выгодному состоянию с НЕСКОМПЕНСИРОВАННЫМ спином в кристаллической решетке (это строго упорядоченная структура, обладающая ТРАНСЛЯЦИОННОЙ симметрией и выдерживающая этот порядок на астрономическом числе повторений элементарной ячейки кристалла). Это явление называют ферромагнетизмом. Ферромагнетики состоят из некоторых небольших (часто микроскопических) ячеек, называемых ДОМЕНАМИ, в которых выдерживается строгое направление ориентации спина и, следовательно, весьма сильного магнитного поля.

Однако эти домены можно довольно легко ПЕРЕОРИЕНТИРОВАТЬ при помощи внешних магнитных полей, что используется для получения или переориентации постоянных магнитов. Другой способ переориентации или получения ДРУГИХ, в том числе БОЛЬШИХ, размеров доменов - это изменение условий фазового перехода в так называемой точке Кюри. Именно этим объясняется сильное магнитное поле Земли, ядро которой состоит, главным образом, из железа.

У нейтронных звезд в результате "вдавливания" электронов внурь атомных ядер точно так же, как и у железа, образуются состояния с нескомпенсированным спином. По мере охлаждения полученного "нейтронного" ядра звезды достигается точка Кюри, в результате фазового перехода (в термодинамике это называют фазовым переходом второго рода) образуются домены, сравнимые с размером самой звезды, что приводит к "взрывному" появлению мощного магнитного поля, первоначальное направление которого, конечно же, объясняется чисто случайными причинами.

Необходимо также отметить, что если в "нормальном" земном ферромагнетике один единственный нескомпенсированный по спину электрон приходится на объем нескольких атомов (самое минимальное), то у нейтронной звезды - на размер менее ядра атома (несколько нуклонов), т.е. более чем в 1015 раз меньший. Это становится абсолютно ясным, если вспомнить, что характерные размеры атомов - 10-8 см, а ядер атомов - 10-13 см, т.е. отличие на 5 порядков, а объем зависит от куба размера. Это является дополнительным фактором, приводящим к еще большему увеличению величины магнитного поля. Первоначально существующие же у звезды магнитные поля на величину магнитного поля образуемой нейтронной звезды никакого влияния не оказывают, но могут сыграть РЕШАЮЩУЮ роль в его ОРИЕНТАЦИИ.

Жизнь нейтронной звезды зависит от общего количества доступного акреционного вещества. Если вещества мало, то звезда увеличит свою массу и останется нейтронной.

В другом случае образуется черная дыра. В процессе захвата вещества могут неоднократно происходить взрывы, которые мы можем рассматривать в качестве новых и сверхновых. Но это не является достаточно стабильным состоянием, т.е. "нормальной" звезды образоваться не может.

Дальнейшая жизнь как нейтронной звезды, так и черной дыры мало отличаются друг от друга. В настоящее время известен квантовомеханический механизм "испарения" черных дыр и нейтронных звезд. Однако для их полного испарения требуются времена более чем в 1030-1040 раз превышающие время существования вселенной.

Следовательно, это возможно только в одном случае - масса вселенной нижекритической, т.е. расширение вселенной никогда не сменится сжатием.

Если Вам что-либо непонятно или требуются некоторые специфицеские оценки, расчеты или доказательства, вы можете обратиться ко мне непосредственно на форуме, который недавно открылся на нашем сайте (см форум с учеными).



Весьма странные снимки получили астрономы с космического телескопа «Хаббл». Астрономы пока не могут понять, что же запечатлело их детище: то ли солнце подобную звезду, находящуюся в стадии агонии, то ли две стареющие звезды, притворяющиеся одной молодой. В любом случае, чем бы ни оказался объект на фотографии, он «не укладывается» ни в одну из общепринятых схем классификации космических объектов.Объект He2-90 выглядит как молодая, окутанная пылевым облаком звезда с двумя узкими полосами, по-видимому, выбрасываемого из звезды вещества. Каждая полоса состоит как минимум из шести ярких областей - газовых скоплений, разлетающихся со скоростью около 600000 км/час. Судя по расстоянию между ними, газовые облака выбрасывались в пространство примерно каждые сто лет.Картина типична для молодых звезд, но астрономы все же считают, что на фотографии запечатлены две умирающие звезды, притворяющиеся одной молодой. По их мнению, одной из звезд может быть красный гигант, сбрасывающий вещество из своих внешних слоев. Затем выброшенный вовне газ закручивается силой тяготения меньшей звезды, скорее всего, белого карлика - солнцеподобной звезды на завершающих стадиях своего жизненного цикла.Окончательно вопрос с классификацией объекта He2-90 пока не решен. Астрономы собираются тщательно изучить его (в том числе продолжать его «осмотр» с помощью «Хаббла») и лишь затем вынести окончательный приговор.


© 2012 Мир народной медицины | Все права защищены.Копирование материалов запрещено
Яндекс.Метрика