Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Зельдович Я.Б. -> "Теория тяготения и эволюция звезд" -> 105

Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.

Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Теория тяготения и эволюция звезд — М.: Наука , 1971. — 486 c.
Скачать (прямая ссылка): teoriyatyagoteniya1971.djvu
Предыдущая << 1 .. 99 100 101 102 103 104 < 105 > 106 107 108 109 110 111 .. 200 >> Следующая


ВВЕДЕНИЕ

[ГЛ.9

эволюции заключается в расходовании ядерного горючего, в постепенном повышении температуры и плотности в центре звезды.

Рассчитать в деталях поздние стадии эволюции звезды трудно по чисто техническим причинам (даже с помощью счетных машин), и это до сих пор еще не сделано. Поэтому конечное состояние ищут, не прослеживая в деталях всю эволюцию, а пользуясь другим подходом. Зададимся тем, что израсходовано все ядерное горючее (иначе продолжались бы реакции), температура упала до нуля (иначе продолжалось бы излучение энергии наружу) и ищем распределение вещества, удовлетворяющее условию механического равновесия.

Для звезд с массой, меньшей 1,2М© *), ответ хорошо известен: получается равновесное состояние, в котором электронные оболочки раздавлены, но ядра еще находятся на достаточных расстояниях друг от друга; давление вырожденного электронного газа противостоит тяготению; такие звезды называются белыми карликами **). Наблюдения подтверждают это предсказание теории.

При массе звезды, большей 1,2М®, но меньшей критической Мкр a 2М@, равновесное состояние представляет собой нейтронную звезду. Вещество сжато до плотности того же порядка, что и плотность атомного ядра (1014 г/см3) ***). Радиус звезды порядка 10 км, потенциал силы тяжести на поверхности порядка 0,1 с2. Магнитное поле и вращение нейтронной звезды не очень существенны для ее внутренней структуры, которая определяет такие свойства звезды как плотность, гравитационный потенциал и состав. Для этих свойств не важны также сверхпроводимость, сверхтекучесть и отвердевание вещества в различных частях нейтронной звезды.

Однако магнитное поле и вращение приводят к очень специальному пульсирующему радиоизлучению нейтронных звезд, по

*) С учетом различных поправок эта величина может снизиться до 1М© (см. далее).

**) Это название исторично. Как было отмечено в § 1 и 7, физики могут называть вещество «холодным», когда его температура не влияет на уравнение состояния. Белые карлики имеют на поверхности температуру ~ IO4 °К, но в указанном смысле могут считаться «холодными». При температуре IO4 0K эти звезды имеют белый цвет, с чем и связано их название. См. об истории открытия белых карликов в книге Шацмана (1958). Недавно было показано, что при высоких плотностях теплоемкость белых карликов падает, и поэтому уменьшается время охлаждения. Вероятно, старые карлики с массой вблизи чандрасекаровского предела (1,2 Mq, см. далее) теперь красные или даже черные. Обзор см. Гринстейн (1969).

***) Нейтронная звезда может иметь массу меньше чем 1,2 Mq (но она должна быть больше чем/-0,1 Mq). Однако в интервале l,2ilf0 < M ^ 2 Mq нейтронная звезда представляет собой единственное равновесное состояние холодной материи (см. ниже). ГЛ. 9]

ВВЕДЕНИЕ

261

которому они были открыты и за которое названы пульсарами. В молодых пульсарах пульсирующее радиоизлучение сопровождается пульсирующим оптическим и рентгеновским излучением, ускорением релятивистских частиц и инжекцией их в окружающую туманность. Сверхпроводимость, сверхтекучесть и отвердевание также могут быть существенными для некоторых наблюдательных особенностей пульсаров. Никакое тело, кроме нейтронной звезды, не может противостоять такому быстрому вращению, которое соответствует интервалу между импульсами пульсара. Заметим здесь же, что примеры пульсаров в Крабе и Веле подтверждают идею о том, что нейтронные звезды рождаются во взрывах сверхновых. Пульсары, вероятно, являются сильными источниками гравитационных волн [см., например, Острикер и Ган (1969а, Ь; Шкловский (1969а, Ь)]. Обо всем этом подробно будет сказано далее. Очевидно, для нейтронных звезд с гравитационным потенциалом, сравнимым с с2, становится необходимым учитывать те изменения законов тяготения, которые вытекают из ОТО.

Что же вносит теория относительности в вопрос о судьбе звезды? При массе, меньшей Мкр, возникают только количественные изменения. Но само существование максимальной критической массы Mкр есть результат теории относительности. При этом оказывается, что критическая масса имеется при любом мыслимом уравнении состояния, совместимом с теорией относительности. При массе, большей критической, не существует равновесного решения! Конечной стадией эволюции должно быть неограниченное сжатие.

В этой стадии учет общей теории относительности приводит к парадоксальному, на первый взгляд, выводу: далекий наблюдатель регистрирует лишь асимптотическое приближение звезды к определенному состоянию. Это состояние не является равновесным его можно назвать «застывшим». Никакого парадокса в действительности нет, просто вывод теории неожидан и непривычен. Интервал времени между двумя данными событиями не одинаков для разных наблюдателей, здесь нет ньютоновского универсального времени. Для наблюдателя, находящегося на звезде, сжатие никогда не остановится. Однако закон преобразования временных интервалов в сильном поле тяготения приводит к тому, что удаленный наблюдатель увидит своеобразную остановку сжатия. Это явление можно назвать «релятивистским замедлением хода времени»: данный интервал времени на сжимающейся звезде требует большего интервала времени по часам удаленного наблюдателя; сточки зрения удаленного наблюдателя часы на звезде отстают. Об этом подробно говорилось в гл. 3. Релятивистское замедление течения времени одновременно обозначает стремление к нулю частоты квацтов, принимаемых наблюдателем. Происходит 262
Предыдущая << 1 .. 99 100 101 102 103 104 < 105 > 106 107 108 109 110 111 .. 200 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed