| Сегодня 14 августа, четверг |
      |
  
|
  
Какой рейтинг вас больше интересует?
|
Главная / Каталог блогов / Cтраница блогера Валентин Урбан: aby se napít, známky a extáze / Запись в блоге
Самые старенькые звезды2011-11-07 07:06:03 (читать в оригинале)Заглядывая в дальние глубины юный вселенной, астрологи пробуют осознать, как загорались 1-ые звезды  Еще лет 20 вспять была известна только горсточка галактик старше 7 млрд лет (этот порог соответствует космологическому красноватому смещению, превосходящему единицу). Некие ученые даже открыто сомневались, что настолько древнейшие звездные скопления всамом деле есть в значимых количествах. Устранению этого заблуждения посодействовал случай. В 1995 году управляющий научных программ галлактического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких знатных астрологов совета, как идеальнее всего использовать ту долю наблюдательного времени, которой он распоряжался по собственному усмотрению. Часы жарких споров ни к чему не привели каждый участник встречи отчаянно боролся за свою программку. Тогда и кто-то предложил просто навести телескоп в всякую точку небесной сферы и «просверлить там дыру наибольшей глубины» (конкретно в таких выражениях). Эта мысль оказалась на уникальность плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более 10 суток следила участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минутки. В итоге было найдено несколько тыщ сверхдалеких галактик, часть которых (с красноватым смещением порядка 6) появилась всего через млрд лет после Огромного взрыва. Стало совсем ясно, что процесс появления звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз молодее собственного сегодняшнего возраста. Последующие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрологи из Нидерландов, США и Швейцарии сказали о возможной идентификации галактики с более чем десятикратным красноватым смещением, появившейся не позже 480 млн лет после Огромного взрыва. Можно возлагать, что уже в сегодняшнем десятилетии галлактические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красноватым смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было менее 300 млн лет. Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из их галактик, еще не обнаружены. Это и понятно – их излучение добивается Земли в виде очень слабеньких потоков фотонов, отодвинутых красноватым смещением в дальную инфракрасную зону. Но за несколько сотен миллионов лет с момента собственного рождения эти светила (их также именуют звездами популяции III) так воздействовали на состав межгалактического вещества, что эти конфигурации замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики хорошо разбираются в процессах, которые выше 13 миллиардов лет вспять в первый раз запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений. Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из их галактик, еще не обнаружены. Это и понятно – их излучение добивается Земли в виде очень слабеньких потоков фотонов, отодвинутых красноватым смещением в дальную инфракрасную зону. Но за несколько сотен миллионов лет с момента собственного рождения эти светила (их также именуют звездами популяции III) так воздействовали на состав межгалактического вещества, что эти конфигурации замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики хорошо разбираются в процессах, которые выше 13 миллиардов лет вспять в первый раз запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений. Облака-предшественники Звезды образуются из диффузной галлактической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует за датированного 1961 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Очевидно, современная наука очень обогатила ньютоновское разъяснение. Сначала прошедшего века английский астрофизик Джеймс Джинс обосновал, что газовое скопление коллапсирует только в том случае, если его масса превосходит определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, растет его давление и появляются звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, скопление продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Так как скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия растет совместно с массой, газовое скопление коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее. Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких 10-ов миллионов лет галлактический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через пару минут после Огромного взрыва (плюс совершенно малость лития). Его температура не в особенности отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100К. Место было заполнено и черной материей, плотность которой тогда была достаточно высока (на данный момент из-за расширения Вселенной она в 10-ки раз меньше). Черная материя, как и рядовая, служит источником тяготения ипотому заносит вклад в полную гравитационную массу газовых туч. В этих критериях масса Джинса составляет приблизительно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обыкновенной (барионной) и черной материи, из которых могли родиться 1-ые звезды. Для контраста необходимо подчеркнуть, что звезды нашей Галактики, втом числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи черной материи. Черное начало Роль черной материи в запуске процесса звездообразования только принципиальна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший место прямо до эры появления нейтральных атомов (около 400 000 лет после Огромного взрыва), был так «сглажен» взаимодействием с реликтовым электрическим излучением, что его плотность везде была фактически схожа. Если б к тому же черная материя умеренно распределялась по галлактическому месту, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частички черной материи в 1-ые мгновения после Огромного взрыва. Так как она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность где-то несколько превосходила средние значения. Эти максимумы плотности делали гравитационные «колодцы», в которых собирались частички газа. Черная материя не только лишь обеспечивала формирование первичных газовых туч, да и оказывала влияние на их следующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, снутри которых обыденный газ закручивался приливными силами и преобразовывался в узкий крутящийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из черной материи. Локальные уплотнения снутри диска давали начало отдельным звездам. Но это еще не полная картина. Так как уплотняющийся газ греется, его давление вырастает и противодействует предстоящему коллапсу. Чтоб коллапс не закончился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло трудности. В те времена галлактическая среда уже содержала частички пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они просто источали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды свалилась до 10–20 К. У первичных туч такового выхода не было, и они могли терять температуру только за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит действенным охладителем только при нагреве выше 10000К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования выручали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотках кельвинов. По всей вероятности, они появились благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в галлактическом пространстве полностью хватало (электроны только катализировали эту реакцию и поэтому сами не расходовались). Когда зажглись 1-ые звезды, не знает никто, но некие спецы считают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Огромного взрыва. Не исключено, что в дальнейшем эту дату пересмотрят, но все есть основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями. Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее место жестким ультрафиолетом, просто разрушающим молекулы водорода, и тем препятствовали появлению новых звезд. Но своим излучением (в особенности рентгеном) они повсевременно подогревали окружающее место. Потому галлактический газ равномерно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, так как атомарный водород при температурах выше 10000К испускает больше энергии, ежели молекулярный. 2-ая стадия насыщенного формирования звезд популяции III имела место снутри самых ранешних галактик, которые были еще очень маленькими (по современной систематизации карликовыми). Эпоха светил Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние обрисовывает только несколько космологических характеристик — а именно плотность разных форм материии температура реликтового излучения. Новорожденные звезды сразу исполняли роль массивных источников электрических волн и фабрик хим частей. Хотя актуальный срок первых светил был недолгим, они отменно изменили галлактическую среду. 1-ые звезды вспыхивали в зоне завышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в процессе гравитационного коллапса туч барионной и черной материи с массой порядка 105–106 солнечных масс. Естественно, есть различные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не стопроцентно), но вцелом все модели сходятся в том, что в процессе фрагментации первичных туч снутри гало из черной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Данная величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10000 частиц на 1см3. Потому скоро после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура росла очень равномерно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они преобразовывались в аккреционные диски, в каких и родились 1-ые звезды. До недавнешнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с схожими параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, демонстрируют, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, вправду ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно ограниченным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен понизить температуру облака только до 200К, и поэтому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Так как первичные облака фрагментировались на огромное количество локальных сгущений, 1-ые звезды, вероятнее всего, появлялись сериями численностью в сотки, тыщи (а то и больше) светил. Естественно, это были еще не галактики (те сформировались позже), но все-же полностью впечатляющие звездные общества. Звезды в сотки солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была нагрета до 100000К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Обычный радиус таковой звезды составлял 4–6 млн км против 700000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень маленьким, максимум 2–3млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в140–260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и наименьшей массы коллапсировали в темные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили– это удел светил с исходной массой 12–20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Естественно, все вышеупомянутое теоретические сценарии, ведь 1-ые звезды никто никогда не следил. Но же некие из их в момент смерти породили мощнейшие гамма-всплески, практически доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был увиден всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще больше ранешних всплесков уже не за горами. Совершенно не так давно появились сомнения в правомерности модели изолированного появления первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США выпустили в журнальчике Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, вероятнее всего, распадались на куски, и 1-ые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками идаже более большими группами. А не случилось ли так, что отдельные звездные зародыши под действием тяготения собственных соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали гигантскую массу? В данном случае посреди звезд третьей популяции могли оказаться и достаточно легкие светила, способные протянуть млрд лет и даже дожить до нашего времени. Но, как растолковал «ПМ» доктор Техасского института в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить только исходный шаг эволюции аккреционного диска в протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего 1-ые звезды, даже показавшиеся на свет группой, все-же дорастали как минимум до нескольких 10-ов солнечных масс, как и считали ранее. Так что гипотетичное возникновение в ту эру светил с умеренной массой– всего только логическая возможность». От суперзвезд к гипердырам Темные дыры, которые оставили после себя 1-ые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и навряд ли имели более сотки солнечных масс. Но результаты анализа излучения старых квазаров позволяют утверждать, что спустя 800–900 млн лет после Огромного взрыва во Вселенной уже имелись темные дыры в млрд раз тяжелее Солнца. Как могли появиться подобные гиганты за настолько куцее время? «На 1-ый взор в этом нет никакой загадки, – гласит Абрахам Лёб, доктор астрономии Гарвардского института и создатель не так давно размещенной монографии о первых звездах.– Если повсевременно щедро пичкать дыру веществом, со временем ее масса станет возрастать по экспоненте, подобно колонии микробов в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотки солнечных масс, расслабленно доберется до млрд. Но дело втом, что догадка размеренной подпитки темной дыры аккретирующим газом не соответствует реальности. Вычисления проявили, что такая аккреция прерывается по целому ряду обстоятельств. Так, при слиянии галактик темные дыры образуют двойные системы, излучающие массивные гравитационные волны, которые практически вымывают газ из близлежащего места. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Но есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования демонстрируют, что снутри первых миниатюрных галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Огромного взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла понизить температуру наименее 10000К. Но эти галактики все таки имели приличный объем и при помощи черной материи захватывали много больше газа, ежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации вероятен сценарий, в согласовании скоторым жаркий коллапсирующий газ не распадается на бессчетные сгустки, а очень стремительно, без подготовительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После их могли остаться темные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение следующих 300–400 млн лет. Это решает загадку ранешнего возникновения сверхмассивных темных дыр – пока, естественно, только в теории».
|
 
Категория «Поп звезды»
Взлеты Топ 5
Падения Топ 5
Популярные за сутки
|
Загрузка...
BlogRider.ru не имеет отношения к публикуемым в записях блогов материалам. Все записи
взяты из открытых общедоступных источников и являются собственностью их авторов.
взяты из открытых общедоступных источников и являются собственностью их авторов.