Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта Гостевая
счетчик сайта
Размер шрифта:

>>Найти: на:

Кратко:

Нейтрино

 Нейтрино — слабовзаимо­действующие и самые всепроникающие частицы, рождение которых сопровождает так называемую нейтронизацию вещества в ядре звезды — захват электронов протонами с образованием нейтронов.

Подробнее о нейтрино читайте в разделе "Физика микромира" нашего сайта.

Аннигиляция

 Аннигиляция (от лат. annihilatio — «уничтожение», «исчезновение») — один из видов превращений элементарных частиц, происходящий при столкновении частицы с античастицей. В результате частица и античастица исчезают, превращаясь в другие частицы.

 

Отражение эволюции звезд на диаграмме Г-Р

Линии, отмечающие эволюцию звезд после выхода из Главной последовательности. Звезда, имеющая массу, аналогичную Солнцу, занимает позицию 1,0. По мере увеличения массы, звезды повышают уровень светимости и перемещаются вверх по диаграмме.

 
Интересно знать:

О сверхновых звёздах.

 За последнее тысячелетие в нашей Галактике зафиксировано только четыре взрыва сверхновых звёзд: в 1006,1054,1572 (звезда Тихо Браге) и в 1604 гг. (звезда Кеплера). Однако на ранней стадии существования Вселенной (первый миллиард лет) именно такие взрывы определили её современное состояние.

 

Крабовидная туманность M1.

Крабовидная туманность

 Расстояние от Земли: около 6,5 тыс. световых лет. Размер туманности: около 7 световых лет. Видимая звездная величина: 11,3.

Смотрите также на Знания-сила Каталог Месье.

 

    

меланж отзывы

    

 

 

КАК ВСЕЛЕННАЯ ЗАПОЛНЯЛА таблицу МЕНДЕЛЕЕВА
... или ВОЗНИКНОВЕНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЗВЁЗДАХ.

В XVII в. благодаря трудам Кеплера и Ньютона была выяснена механика движения планет и звёзд. После того как этот рубеж остался позади, мифотворческие концепции происхождения энергии Солнца и звёзд уже не могли восприниматься всерьёз, и хорошо, казалось бы, но изученное астрономами небо вдруг покрылось вопросительными знаками. Для проникновения в недра звёзд учёные располагали единственным орудием — «аналитической буровой машиной» собственного мозга, по выражению английского астрофизика Артура Стэнли Эддингтона (1882-1944).

Эддингтон первым выдвинул идею о возможности «перекачки» звёздной массы в энергию через термоядерные реакции синтеза гелия и водорода (1920 г.). Он писал: «Внутренние области звезды представляют собой смесь из атомов, электронов и волн эфира (так учёный называет электромагнитные волны.). Мы должны призвать на помощь новейшие достижения атомной физики для того, чтобы понять законы этого хаоса. Мы начали исследовать внутреннее строение звезды; вскоре мы обнаружили, что исследуем внутреннее строение атома». И далее: «...необходимая энергия может освободиться при перегруппировке протонов и электронов в атомных ядрах (превращение элементов) и гораздо большая энергия — при их аннигиляции... Тот или другой процесс может быть использован для получения солнечного тепла...».

О каких же этапах звёздных биографий может рассказать современная наука? Сразу оговоримся: существующие представления о происхождении и развитии звёзд, несмотря на широкое признание, пока не вступили в права незыблемой теории. Много сложных вопросов ещё ждут ответа. Однако эти представления, по-видимому, достаточно правильно обрисовывают контуры звёздной эволюции. Бытие звезды начинается с огромного холодного облака газа, состоящего в основном из водорода. Под действием сил тяготения оно постепенно сжимается. Потенциальная гравитационная энергия частичек газа переходит в кинетическую, т.е. тепловую, около половины которой расходуется на излучение. Остальная идёт на разогрев образующегося в центре плотного сгустка — ядра. Когда температура и давление в ядре возрастают настолько, что становятся возможными термоядерные реакции, начинается самый долгий этап эволюции звезды — термоядерный. Часть энергии, выделяющейся в её ядре при синтезе гелия из водорода, уносится в мировое пространство всепроникающими нейтрино, а основная доля переносится к поверхности светила γ-квантами и частицами сильно ионизованного газа. Этот истекающий от центра поток энергии противостоит давлению внешних слоёв и препятствует дальнейшему сжатию. Такое равновесное состояние звезды с массой, вдвое превышающей массу Солнца, длится почти 10 млрд. лет.

Эволюция звёздной материиПосле того как большая часть водорода в ядре выгорела, энергии для поддержания равновесия уже не хватает. «Термоядерный реактор» звезды постепенно переходит на новый режим. Звезда сжимается, давление и температура в её центре возрастают, и примерно при 100 млн. градусов в реакции наряду с протонами вступают ядра гелия. Синтезируются более тяжёлые элементы — углерод, азот, кислород, а от центра звезды к поверхности, подобно одному из кругов, разбегающихся по воде от брошенного камня, движется слой, в котором продолжает сгорать водород.

Со временем исчерпываются и ресурсы гелия. Звезда ещё сильнее сжимается, температура в её центре повышается до 600 млн. градусов. Теперь в реакциях участвуют ядра с Z > 2. А к периферии движется слой сгорающего гелия.

Шаг за шагом вещество в ядре занимает всё новые клетки в таблице Менделеева и при 4 млрд. градусов «добирается» наконец до железа и элементов, близких к нему по массе ядра. У этих элементов максимальный дефект масс, т. е. энергия связи в ядрах наибольшая, и они представляют собой «шлак» «термоядерных звёздных реакторов»: никакие ядерные реакции более не способны извлечь из них энергию. А раз так, невозможно и дальнейшее выделение энергии за счёт реакций синтеза — термоядерный период звезды закончился. Дальнейший ход эволюции вновь определяется гравитационными силами, сжимающими звезду. Начинается её гибель.

Как именно будет умирать звезда, зависит от её массы. Например, звёздам с массой, превышающей две солнечные, уготован самый драматический конец. Силы тяготения оказываются настолько мощными, что осколки раздавленных атомов — электроны и ядра — образуют как бы два растворённых друг в друге газа — электронный и ядерный. Хотя ход эволюции таких звёзд на стадиях, следующих за выгоранием лёгких элементов, не может считаться точно установленным, тем не менее существующая теория признаётся большинством астрофизиков. Своим успехом эта теория прежде всего обязана тому, что предлагаемый ею механизм образования химических элементов и предсказываемая распространённость элементов во Вселенной хорошо согласуются с данными наблюдений.

Итак, массивная звезда исчерпала все запасы ядерного горючего. Последовательно нагреваясь до нескольких миллиардов градусов, она обратила основную часть вещества в ядерную золу — элементы группы железа с атомными массами от 50 до 65 (от ванадия до цинка). Дальнейшее сжатие звезды приводит к нарушению стабильности образовавшихся ядер, которые начинают разрушаться. Их осколки — alfa-частицы, протоны и нейтроны — вступают в реакции с ядрами группы железа и соединяются с ними. Образуются более тяжёлые элементы, тоже вступающие в реакции, — заполняются следующие клетки периодической таблицы. Из-за чрезвычайно высоких температур эти процессы протекают очень быстро — в течение нескольких тысячелетий.

При делении ядер группы железа, как и при слиянии с ними нуклонов и лёгких ядер (в реакциях синтеза, приводящих к заполнению «тяжёлой» области таблицы Менделеева), энергия не выделяется, а, наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды всё убыстряется. Электронный газ более не способен противостоять давлению газа ядерного. Наступает коллапс — за несколько секунд ядро звезды претерпевает катастрофическое сжатие: оболочка звезды обрушивается, «взрывается внутрь». Плотность вещества увеличивается настолько, что даже нейтрино не могут покинуть звезду. Однако «пленение» мощного нейтринного потока, уносящего большую часть энергии коллапсирующего ядра звезды, не длится долго. Рано или поздно импульс «запертых» нейтрино сообщается оболочке, и она сбрасывается, увеличивая в миллиарды раз свечение звезды.

Астрофизики считают, что именно так вспыхивают сверхновые звёзды. Гигантские взрывы, сопровождающие эти события, выбрасывают в межзвёздное пространство значительную часть вещества звезды: до 90 % её массы.

Крабовидная туманность, например, представляет собой взорвавшуюся и расширяющуюся оболочку одной из самых ярких сверхновых. Вспышка её произошла, как свидетельствуют звёздные летописи китайских и японских астрономов, в 1054 г. и была необычайно яркой: звезду видели даже днём в течение 23 суток. Измерения скорости расширения Крабовидной туманности показали, что за девять веков она могла достигнуть своих нынешних размеров, т. е. подтвердили дату её рождения. Однако гораздо более весомое доказательство правильности изложенной модели и основанных на ней теоретических предсказаний мощности нейтринного потока было получено 23 февраля 1987 г. Тогда астрофизики зарегистрировали нейтринный импульс, которым сопровождалось рождение сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.

При изучении звёздных спектров в них обнаружили линии тяжёлых элементов, на основании чего немецкий астроном Вальтер Бааде (1893—1960) пришёл к выводу, что Солнце и большинство звёзд представляют собой по крайней мере второе поколение звёздного населения. Материалом для этого второго поколения послужили межзвёздный газ и космическая пыль, в которую превратилось вещество сверхновых более раннего поколения, рассеянное их взрывами.

Не могут ли во взрывах звёзд рождаться ядра сверхтяжёлых элементов? Ряд теоретиков такую возможность допускают.

Продолжение следует...

Звезды. Парадокс ОльберсаЗвездная величинаСпектральный анализОсновные спектральные классыДополнительные спектральные классы. Цвет звезд.Компьютерная модель рождения звездРождение звезд в природеЭволюция протозвездыДиаграмма Герцшпрунга-РесселаВозникновение химических элементов

 
 
Главная В избранное Контакты Новости О проекте Планы сайта

 

 

 

 

   
Rambler's Top100 Рейтинг лучших сайтов категории Наука / Образование Рейтинг ASTROLAB


© KV