Звезды

Страница 5

Происхождение элементов

Наш обычный мир - скалистая Земля с ее океанами, атмосферой, растительной и животной жизнью - 'состоит примерно из 100 различных химических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы, эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились по Вселенной различные элементы (см. также с. 20 - 21). Простейший из всех элементов - водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона, а добавление к нему одного электрона заверша~ конструкцию атома. Ядра других элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерных реакций отдель ные ядра могут сливаться с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакций нужны очень высоние температуры. Такие температуры существовали на ранних стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звеэд, во взрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение нескольких первых минут после начала мира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как знезды получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем - слияиия гелия с более тяжелыми элеме~ггами, когда получается все остальное, включая углерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасывает оболочку, как сверхновая,

большая часть материала выносится в космическое пространство. Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов. После того как произошло достаточно много вспьп.пек сверхновых, межзвсздное вещество уже содержит значительное количестио веществ, нроизведенных в звездах - паряду с водородом и гелием, когорые были здесь с самого начала. Звещы, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они

постепенно освобождаются от своих впетних слоев, выэывая появление

звездиых ветров> или планетарной тумаиности.

Теперь самое время иапомнить, что звездьт формируются из облаков межзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашей Галактике,

образуются из гораздо более разнообразиой смеси химических элеме~ггов, чем

самыс лериые звезды. Даже паше Солние уже пе принадлежит к первому звездному иоиолсиию. Оно сформировалось из облака, в котором было немало углерода, кислорода, кремния, железа и др., - по крайпей мере, этих элеме~ггов

оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вра~цающейся туманности,

ставшей затсм Солиечной систсмой, и образовать нашу планету. Это может

показкгься сгранным, но большинство атомов в т~зоем собственном теле было создаио н ненрах давно умерших звезд.

СВЕРХНОВ.

Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987А, астрономы были очень взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этот раз сверхновая вспыхнула не в наыей Галактике, а в соседней Большом Магелла~ювом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9, что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном лолушарии невооруженным глазом.

Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощыо современной аппаратуры. Ислользуя фотографии, снятые до вслышки, удалось даже определить, какая именио звезда нэорвя лягк Ято оказллгя голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет. ВАЯ 1987А

На самом деле взрл~в произошел примерпо за деиь до его обнаруже ния. Э'го было установлепо по 6олее ранней фотографии, а исследователи, изучаюи~ие иотоки космических пей трипо, 23 фсвраля зарегистрировали иеожиданно большое их количество. 1 Нсйтрино - это элемеитарные час тицы, вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать, Йо га кая работа чрезвычайно важна, так как пейтриио упосят большое количество энсргии и целом ряде ядерных реак ций. Обнаружение пейтриио показа ло, что нан~а теория возникновеиия сверхиовой в основиом верна. Одна ко иа мсстс испышки м-ой сиерхно вой ие упы~ось обиаружить пульсар или ~>сйтроииую звезду.

КРАБОВИДНАЯ ТММАННОСТЬ

Один из самых известных остатков сверхновой, Крафбовидная туманность, обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляю~цее имя не совсем соответствует этому страниому объекгу. Теперь мы знаем, что ма туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст бьи установлен в 1928 г. Здвином Хабблом, измерившим скорость ее расширеиия и обратившим внимание ти совт~адение ее положения на небе со стариниыми китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями; красповатые и зелеиоватые нити сиетящегося газа видны на ~эоне тусклого белого пятна. НИТИ СВГГЯЩСГОСЯ гклд напоминают сеть, иаброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ио спиралям в сильном магнитном иоле. Туманность является также интснсивным источником радиоволн и рен ггсиовских лучей. Когда аетрономы осознали, что пульсары - зто нейтрон сверхпоных, им стало ясно, что искать иульсары иадо иыенио в таких остатках типа Крабонидной туманности. В 1969 г. 6ыло обиаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучаег радиоимпульсы, а также с~зсговыс и рентгеновские сигнаЛЫ ЧСф7СЗ КЖКДЫС 33 ТЫСЯ%ИЫХ ДОЛИ ССкунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но оиа поетепенно пониЖается. Тс пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старые иульсара Крабовидной тумаиности.

КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ

Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманиость, обязаца своим названием Уильяму Парсонсу, тре гьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя ие совсем соответствует этому странпому объекту. Теперь мы знаем, что эта туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ес возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее расширения и обративы~им внимаиие на сов~!адение ее положения иа небе со сгариииыми китайскими записями.

Она имеет форму овала с церовными краями; красиоватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусююго белого пятна.

Ни'ги снегящегося газа напоминают сеть, наброи~енну~о на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ло спиралям в сильном магнитном полс. Туманность является также интепсивиым источником радиоволн и рентгеиовских лучей. Когда астрономы оссхп~али, что пульсары - это пейтронные эвезды, возниказощие при взрывах сверхно~зых, им стало ясно, что искать иульсары иадо именио в таких остатках тиг~а Крабовидной туманности. В 1969 г. было обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически и:шучает радиоимпульсы, а такжс снстоьзые и рентгеновские сигналы чсрез кмщые 33 тысячных доли секунды. Э-ю очепь высокая частота даже для пульсара, но опа постепенно понижается. Те пульсары, которые вращаются гораздо медлейнее, намного старше пульсара Крабовидной туманности.

НАИМЕНОВАНИЕ СВЕРХНОВЫХ

Хотя совремепные астрономы пе были свидетелями сиерхновой в наи~ей Гыактикс, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие - сверхновую в 1987 г. в Болыиом Магеллановом облаке, ближней галактике, видимой в южном иолу~парий. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Свсрхновьте именуюгся гопом открытия, за которым следует заглавная латинская буква в алфавитиом порядке, соответетвенно последоватеньности находок, БХ это сокран~епие от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуют обозначения АА, ВВ и т.д.)