....за Вселената

Тук може да поствате всичко което ви интересува за вселената планети, черни дупки, комети, звезди общо взето всичко интересно :)

.... И ето първата информация от мен тя е за....



Черната дупка е струпване на огромна маса в малък обем с толкова силно гравитационно поле, че втора космическа скорост е по-голяма от тази на светлината. Поради това дори и светлината не е в състояние да преодолее тази скорост, оттам и името „черна“ дупка. В рускоезичната литература се нарича още „колапсар“, понеже на руски придобива неприлично звучене. Наименованието е широко разпространено, въпреки че не става дума за „дупка“ в обичайния смисъл, а по-скоро за област в пространството, която поглъща всичко в непосредствена близост и нищо не може да я напусне след това.

Съществуването на черни дупки се допуска в общата теория на относителността. Според нея никаква материя или информация не може да проникне от вътрешността на черна дупка до външен наблюдател, т.е. оттам не може да се извлече никаква маса или да се получи образ или друга информация за материята вътре в черната дупка. Квантовата механика допуска някои отклонения от това правило. Съществуването на черни дупки във Вселената е доказано чрез астрономически наблюдения, в частност от наблюдението на свръхнови звезди и на рентгеновото излъчване от активното галактическо ядро.

История

Идеята за тяло, толкова масивно, че дори светлината да не може да го напусне, е предложена за пръв път от английския геолог Джон Мичъл през 1783 в документ, представен пред Британското кралско дружество. По това време Нютоновата теория за гравитацията и идеята за втора космическа скорост са добре известни. Мичъл изчислява, че тяло с радиус 500 пъти по-голям от този на Слънцето, и със същата плътност, би имало на повърхността си втора космическа скорост, равна на скоростта на светлината и, следователно, би било невидимо. Както казва той:

Ако кълбо със същата плътност като Слънцето има 500 пъти по-голям радиус, и ако светлината се привлича по начина, по който се привличат и другите тела, то цялата излъчена от такова тяло светлина би се върнала обратно върху него под действието на собствената му гравитация.

През 1796 френският математик Пиер-Симон Лаплас предлага същата идея в първото и второто издание на книгата си Exposition du Système du Monde. Тя изчезва в следващите издания на книгата. Идеята за черни дупки не привлича голямо внимание през 19 век, тъй като светлината се счита за безмасова вълна, която не се влияе от гравитацията.

През 1915 Алберт Айнщайн излага общата теория на относителността. В нея той излага хипотезата, че нормалното пространство и, като следствие, пътят на светлинните лъчи се изкривява в близост до големи гравитационни обекти. Няколко месеца по-късно Карл Шварцшилд дава решение за гравитационното поле на точкова маса, показвайки, че това, което днес наричаме черна дупка, може да съществува теоретично. Радиусът на Шварцшилд е известен в наши дни като радиусът на невъртяща се черна дупка, но не е добре разбран по това време. Самият Шварцшилд не му е придавал физически смисъл.

През 1920-те Субраманиан Чандрасекар твърди, че според специалната теория на относителността неизлъчващо тяло над определена маса, известна днес като граница на Чандрасекар, би колапсирало. Известният по това време астроном Артър Едингтън се противопоставя на това твърдение, смятайки, че нещо неизбежно би предотвратило такъв колапс.

През 1939 Робърт Опенхаймер и Снайдер предвиждат, че масивни звезди могат да претърпят драматичен гравитационен колапс. Известно време тези обекти са наричани замръзнали звезди, тъй като колапсът би се наблюдавал като бързо забавяне и силно почервеняване около радиуса на Шварцшилд. Въпреки това тези хипотетични обекти не са предмет на голям теоретичен интерес до края на 60-те години на ХХ век.

Интересът към обекти, претърпели гравитационен колапс, оживява през 1967 с откритието на пулсарите. За пръв път изразът "черна дупка" се употребява от физика-теоретик Джон Уилър. До този момент понякога се използва термина черна звезда. Черна звезда се появява в първите епизоди на Стар Трек и понякога се използва и след 1967, тъй като някои считат термина „черна дупка“ за неприличен, например при превод на френски или руски.

Описание - понятия и проблеми

Тъй като нищо не може да напусне черната дупка, то не е възможно наблюдател извън нея да добие информация за процеси, ставащи във вътрешността ѝ. Черните дупки нямат наблюдаеми външни свойства, които да могат да бъдат използвани, за да се определи какво става във вътрешността им. Според класическата обща теория на относителността, черните дупки могат да бъдат характеризирани изцяло с три параметъра — маса, момент на импулса и електрически заряд.

Обичайното разбиране за черните дупки се базира на идеята за пространство-време от общата теория на относителността, тъй като най-важните им свойства са свързани с изкривяване на геометрията на окръжаващото ги време-пространство. Идеята за липса на индивидуални отличителни белези на черните дупки се заражда първоначално като предположение направено от Бакенщайн, по-късно потвърдено от Картър, Вернер Израел, Робинсън и Хокинг и придобива известност като „теорема за липса на коса“. Нейно следствие е може би безвъзратното загубване на информация зад непреодолимата граница на хоризонта на събитията. Запазването на изобщо някакви характеристики се обяснява с определянето им чрез далекодействащи полета, а именно — гравитационно (маса, момент на импулса) и електромагнитно (електричен заряд).

Хоризонт на събитията

Въображаемата сферична повърхнина, ограждаща цялата маса на черната дупка се нарича хоризонт на събитията. На хоризонта на събитията втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината. По този начин нищо от вътрешната страна на хоризонта на събитията, включително фотоните, не може да преодолее хоризонта на събитията поради извънредно силното гравитационно поле. Частици извън тази област могат да падат вътре, пресичайки хоризонта на събитията, без да могат отново да го напуснат.

Изкривяването на време-пространството в силни гравитационни полета води до забавяне на времето. Това явление е установено експериментално през 1976. В близост до черна дупка, забавянето на времето се увеличава силно. От гледна точка на външен наблюдател изглежда, че е необходимо безкрайно дълго време за приближаване на обект до хоризонта на събитията, в който момент светлината, идваща от него е безкрайно червено-отместена. За отдалечен наблюдател изглежда, че обектът, падайки все по-бавно, доближава, но никога не достига, хоризонта на събитията. От гледна точка на самия падащ обект, обаче, времето за достигане на хоризонта на събитията и достигане на сингулярността е крайно.

Широко разпространена заблуда е, че обекти извън хоризонта на събитията се „засмукват“. Тяло, извън хоризонта на събитията, ще изпитва същото гравитационно въздействие от черната дупка, като от кое да е тяло с такава маса (съществуват звезди, по-масивни от някои черни дупки). При превръщането си в черна дупка, звездата не печели маса - т.е. масата на черната дупка е равна на тази на прогенитора ѝ.

Сингулярност

В центъра на хоризонта на събитията съществува сингулярност, място, където според общата теория на относителността, пространство-времето има безкрайна кривина (т.е. гравитацията става безкрайно силна). Пространството във вътрешността на хоризонта на времето е особено с това, че сингулярността е буквално единственото възможно бъдеще, така че всички частици трябва да се движат към нея. Това означава, че има концептуална неточност в нерелативистичната идея за черна дупка, предложена първоначално от Джон Мичъл през 1783. Според него втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината, но все пак е теоретично възможно от черната дупка да бъде изваден обект (например като се изтегли с въже). Общата теория на относителността елиминира тази възможност, защото след влизането му отвъд хоризонта на събитията, времевата линия на обекта съдържа крайна точка на самото време и никоя възможна мирова линия не пресича хоризонта на събитията.

Очаква се, че бъдещи уточнения или заместители на общата теория на относителността (особено квантова теория на гравитацията) ще променят сегашните възгледи за същността на черните дупки. Повечето теоретици интерпретират математическата сингулярност на уравненията като признак за непълнотата на сегашната теория и смятат, че в близост до сингулярността се появяват нови неизвестни явления.

Падане в черна дупка

Да си представим, че злощастен космонавт пада радиално към центъра на проста шварцшилдова (невъртяща се) черна дупка. Колкото повече се приближава към хоризонта на събитията, толкова по-дълго е нужно на излъчваните от него фотони да излязат от гравитационното поле на черната дупка. Далечен наблюдател би видял как спускането на космонавта се забавя, докато приближава хоризонта на събитията, като че ли без никога да го достига.

Въпреки това в собствената си отправна система космонавтът ще пресече хоризонта на събитията и ще достигне сингулярността в краен период от време. След пресичането на хоризонта, той вече няма да може да бъде наблюдаван от външната вселена. Докато пада, той ще забележи как краката му постепенно стават все повече червено-отместени, докато станат невидими. При доближаване до сингулярността, градиентът на гравитационното поле от главата до краката му ще стане значителен и той ще се чувства разтегнат и, в крайна сметка, разкъсан. Този процес е известен като спагетизация. В близост до сингулярността градиентът става достатъчно голям, за да разкъсва атоми. Точката, в която тези приливни сили стават фатални, зависи от размера на черната дупка. За много голяма черна дупка, като предполагаемо намиращите се в центъра на галактиките, точката се намира доста навътре от хоризонта на събитията, така че космонавтът може да го премине безболезнено. Обратно, при малка черна дупка тези приливни ефекти могат да станат фатални дълго преди достигането на хоризонта на събитията.

Въртящи се черни дупки

Според теорията хоризонтът на събитията на черна дупка, която не се върти, е сферичен, а сингулярността ѝ (казано неформално) е точка. Ако черната дупка има момент на импулса, наследен от звезда, въртяща се в момента на колапса си, тя започва да увлича пространство-времето около хоризонта на събитията в ефект, известен като гравитомагнетизъм (англ. Frame-Dragging). Въртящата се област около хоризонта на събитията се нарича ергосфера и има елипсоидна форма. Тъй като ергосферата се намира извън хоризонта на събитията, е възможно съществуването на обекти в нея, без задължително да падат в дупката. Въпреки това, поради движението на самото пространство-време в ергосферата, за тези обекти е невъзможно да остават на постоянно място. Обектите в ергосферата могат при определени обстоятелства да бъдат изхвърлени навън с голяма скорост, извличайки енергия (и ъглов момент) от дупката, откъдето идва и наименованието ергосфера („сфера на работа“).

Ентропия и лъчение на Хокинг

През 1971 Стивън Хокинг показва, че общата площ на хоризонта на събитията на произволна група класически черни дупки не може да намалява. Това звучи много подобно на Втория принцип на термодинамиката, като площта играе ролята на ентропия. Якоб Бекенщайн предполага, че ентропията на черната дупка наистина е пропорционална на площта на нейния хоризонт на събитията. През 1974 Хокинг прилага квантовата теория на полето към полукласическо изкривено пространство-време и установява, че черните дупки могат да излъчват топлинни лъчи, известни като лъчение на Хокинг. Това му дава възможност да изчисли ентропията, която наистина е пропорционална на площта, потвърждавайки хипотезата на Бекенщайн. По-късно е установено, че черните дупки са обекти с максимална ентропия, което означава, че максималната ентропия на част от пространството е ентропията на най-голямата черна дупка, която може да се събере в него. Това довежда до хипотезата за холографския принцип.

Лъчението на Хокинг се генерира точно извън хоризонта на събитията и не носи информация за вътрешността ѝ. Все пак това означава, че черните дупки не са напълно черни. Нещо повече, от ефекта следва, че черните дупки бавно се изпаряват с времето. Въпреки че тези ефекти са пренебрежими за обекти с астрономически размери, те са значителни за хипотетично много малки черни дупки, където преобладават квантовите ефекти. Очаква се малките черни дупки да претърпят бързо изпарение и да изчезнат в експлозия на радиация. Следователно всяка черна дупка, която не може да консумира нова маса, има крайно време на живот, което е функция от масата ѝ.

На 21 юли 2004 Стивън Хокинг представя нов довод за това, че черните дупки евентуално излъчват информация за това, което са погълнали, обръщайки предишната си позиция за загубата на информация. Той предполага, че квантовите пертурбации на хоризонта на събитията могат да позволят на информация да излезе от черната дупка, което да повлияе на радиацията на Хокинг. Теорията все още се обсъжда и, ако бъде приета, вероятно би разрешила информационния парадокс на черните дупки. Междувременно съобщението предизвиква силно внимание сред медиите.

Реалност на черните дупки
Художествено представяне на акреционен диск от гореща плазма в орбита около черна дупка (от НАСА)

Съществуват ли черни дупки?

Общата теория на относителността, както и повечето други метрични теории за гравитацията, не само твърди, че черни дупки могат да съществуват, но всъщност предвижда, че те ще се образуват в природата, стига достатъчно маса да се натрупа в дадена област от пространството, чрез процес, наречен гравитационен колапс. С натрупването на маса в определена област от време-пространството, гравитацията ѝ става все по-силна или, в релативистична терминология, пространството около нея все по-силно се деформира. Когато втора космическа скорост на дадено разстояние от центъра достигне скоростта на светлината, там се образува хоризонт на събитията, вътре в който масата неизбежно пада към една точка, образувайки сингулярност.

Количественият анализ на тази идея довежда до предвиждането, че звезда с маса, около три пъти по-голяма от тази на Слънцето, почти неизбежно би достигнала момент в своята еволюция, когато, изразходвала всичкото си ядрено гориво, би се свила до критичния размер, необходим за гравитационен колапс. След като той започне, колапсът не може да бъде спрян от никаква физическа сила и възниква черна дупка.

Звездният колапс би генерирал черни дупки, съдържащи поне три слънчеви маси. По-малки черни дупки могат да възникнат, само ако материята им е подложена на достатъчен натиск от източник, различен от собствената им гравитация. Смята се, че огромните непрежения, необходими за това, са съществували в най-ранните стадии от образуването на Вселената, създавайки първични черни дупки с маси, по-малки дори от тази на Слънцето.

Също е възможно образуването на свръхмасивни черни дупки, съдържащи милиони и милиарди слънчеви маси, когато голям брой звезди са групирани в сравнително малка област в пространството или чрез падане на голямо количество маса в черна дупка, или чрез многократно сливане на по-малки черни дупки. Смята се, че необходимите за това условия съществуват в центъра на всички галактики, включително нашия Млечен път.

Могат ли да бъдат открити?

Според теорията черните дупки не могат да бъдат открити по светлината, която се излъчва или отразява от материята вътре в тях. Те все пак могат да се забележат чрез явленията около тях, като гравитационните лещи или звезди, които изглежда, че се въртят около пространство, където няма видима материя.

Смята се, че най-очевидните ефекти са при падането на материя в черна дупка, която (подобно на вода, изтичаща в канализацията) се очаква да се събира в извънредно горещ и бързо въртящ се акреционен диск около обекта преди да бъде погълнат от него. Триенето между съседните зони на диска го нагорещява извънредно и той излъчва големи количества рентгенови лъчи. Това нагряване е особено ефективно и може да превърне около 50% от масата на даден обект в радиация. За сравнение ядреният синтез може да преобразува само няколко процента от масата. Други предвидени ефекти са тънките струи от частици с релативни скорости, изхвърлени по протежение на оста на диска.

От друга страна акреционни дискове, струи и орбитиращи обекти се наблюдават не само около черните дупки, но и около други обекти, например неутронни звезди. Динамиката на телата около тези обекти е до голяма степен, макар и не напълно, идентична с динамиката на телата около черните дупки. Затова обикновено наблюденията на акреционни дискове и орбитални движения просто показват мястото на компактен обект с определена маса и не говорят много за природата на този обект. Идентификацията на даден обект като черна дупка изисква допускането, че никой друг обект или свързана система обекти не може да бъде толкова масивен и компактен. Повечето астрофизици приемат това, тъй като според общата теория на относителността всяка концентрация на маса с достатъчна плътност трябва да колабира в черна дупка.

Важна наблюдаема разлика между черните дупки и други компактни масивни обекти е, че всяка падаща върху вторите материя би се сблъскала с тях при релативна скорост, предизвиквайки неравномерни избухвания от рентгенови лъчи и друга силна радиация. Така липсата на такива избухвания около компактна концентрация на маса свидетелства, че обектът е черна дупка.

Открити ли са черни дупки?
Предполага се, че струята, изхвърлена от галактиката M87 е предизвикана от свръхмасивна черна дупка в нейния център

Днес има голямо количество непреки астрономически наблюдения на черни дупки в два обхвата на масите:

* звездна черна дупка с маси на типична звезда (4 до 15 пъти тази на Слънцето)
* свръхмасивни черни дупки с маси може би 1% от масата на типична галактика

Освен това има известни свидетелства за черни дупки с междинни маси, с няколко хиляди слънчеви маси. Те може би са в основата на образуването на свръхмасивните черни дупки.

Кандидатите за черни дупки със звездна маса се идентифицират най-вече чрез наличието на акреционни дискове със съответния размер и скорост и без неравномерните избухвания, които се очакват при дискове около други компактни обекти. Черните дупки със звездна маса може би участват в изригвания на гама-лъчи, въпреки че наблюденията на такива изригвания, свързани с образуването на свръхнови, намаляват вероятността от такава връзка.

Първите кандидати за масивни черни дупки са активните галактични ядра и квазарите, открити от радиоастрономите през 1960-те. Ефективното преобразуване на маса в енергия при триенето в акреционния диск на черна дупка изглежда е единственото обяснение за изобилната енергия, генерирана от такива обекти. След наблюдения на движенията на звезди около центъра на галактиките през 1980-те се предполага, че свръхмасивни черни дупки съществуват в центъра на повечето галактики, включително Млечния път. Sagittarius A* днес се приема за най-правдоподобният кандидат за място на свръхмасивна черна дупка в центъра на Млечния път.

Днес се счита, че всички галактики могат да имат свръхмасивни черни дупки в своя център и че тази черна дупка поглъща газ и прах, генерирайки огромни количества електромагнитно лъчение, докато цялата близка маса бъде погълната и процесът спре. Това обяснява и защо в близост до тях няма квазари. Въпреки че детайлите все още не са изяснени, изглежда растежът на черната дупка е тясно свързан с растежа на сфероидния компонент (елиптична галактика или струпването на спирална галактика), в който тя пребивава. Интересно е, че няма свидетелства за масивни черни дупки в центъра на кълбовидните звездни купове, което предполага, че те са коренно различни от галактиките.

Има някои предпазливи сведения за образуването на малки черни дупки на Земята в ускорители за частици, но това все още не е потвърдено. До момента няма наблюдавани кандидати за първични черни дупки.

Скорошни открития

През 2004 е открито предполагаемо струпване на черни дупки, което разширява разбирането ни за разпределението на черните дупки във Вселената. Това откритие предизвиква значително преразглеждане на възгледите на учените за броя на черните дупки - очакваният брой нараства петкратно.

През юли 2004 астрономи откриват обект, за който предполагат, че е гигантската черна дупка Q0906+6930 в центъра на галактика в съзвездието Голяма мечка. Размерът и оценките за възрастта на черната дупка могат да помогнат за определянето на възрастта на Вселената.

През ноември 2004 група астрономи съобщава за откритието на първата черна дупка с междинна маса в нашата Галактика, движеща се по орбита на разстояние три светлинни години от Sagittarius A*. Тази черна дупка с маса 1 300 пъти по-голяма от Слънцето е в един куп от седем звезди, вероятно остатък от масивен звезден куп, откъснат от галактическия център. Това наблюдение може да подкрепи идеята, че супермасивните черни дупки нарастват чрез поглъщане на околните по-малки черни дупки и звезди.

През февруари 2005 е установено че синият гигант SDSS J090745.0+24507 напуска Млечния Път със скорост, два пъти по-голяма от втора космическа скорост (0.0022 от скоростта на светлината). Траекторията на звездата може да бъде проследена назад към ядрото на Галактиката. Високата скорост на тази звезда е в подкрепа на хипотезата за съществуване на супер масивна черна дупка в центъра на Галактиката.


Надявам се да ви е харесало аз лично съм запалена по-всичко относно вселената. Научих доста неща!!! :)

Beshe yako!!!
I az sum zapalena po tazi tema i tova za 4ernite dupki mi haresa!!!
Niakoy put 6te napisha ne6to!!!
Obe6tavam!!!

Абе хора... аз трябва да пиша за звездите по физика бе... малко бях позабравила... добре че ми беше скучно и почнах да се ровичкам из форума за да видя тва та да се сетя....
Въййй, тя скуката била полезна понякога

щом казваш

ЕЙ помните ли че и аз бях обещала едно докладче тука Е, ето го и него
1. Какво е това звезда?
Звезда е небесно тяло,
представляващо голямо кълбо газ (плазма в хидростатично равновесие),
произвеждащо енергия чрез термоядрен синтез, основно превръщане на водород в
хелий. Тази енергия се разпространява в пространството под формата на
електромагнитно излъчване. Звездите в нощното небе блещукат (трептят) поради
многобройните отражения и пречупвания на светлината при преминаването ѝ през
земната атмосфера.
Според астрономите, познатата вселена съдържа поне 7 x 10²² звезди. Най-близката до Земята звезда е Слънцето.
Светлината от него достига до нас за 8 минути. Ако изключим Слънцето,
най-близката звезда е Проксима Кентавър, която е отдалечена на 40 трилиона километра. Нейната светлина стига до Земята за 4,2 години.
Много звезди са гравитационно свързани с други звезди,
оформяйки кратна звезда (двойни звезди или звезди с повече компоненти).
Съществуват също и по-големи групи (с повече и по-раздалечени компоненти),
наречени звездни купове. Звездите не са разпределени равномерно във вселената,
а са групирани в галактики. Една типична галактика съдържа стотици милиарди
звезди. Звездите от нашата галактика (Млечният път) са разположени във всички
посоки спрямо наблюдател от Земята. Те се групират в области от небесната
сфера, наречени съзвездия.
2. Еволюция на звездите.
Звездите се образуват при свиването на обширни облаци от
междузвездна материя-мъглявини.Когато температурата в централните им части
стане достатъчна започват термоядрени реакции, които обуславят светимостта им и
противодействат на гравитационните сили за по- нататъшното им
свиване.Развитието им се характеризира с последователни периоди,през които те
се свиват под въздействието на собствената си гравитация.което от своя страна
води до по силно загряване и възникването на термоядрен синтез между все по
тежки елементи.През по-голямата част от съществуването си те черпят енергия от
преобразуването на водорода в хелий -такъв е случаят с нашето Слънце.Когато
ядреното им гориво се изчерпва,те се свиват неконтролируемо,температурата
нараства и следва взрив.След взрива следва ново гравитационно свиване и в
зависимост от масата звездата се превръща в бяло джудже, неутронна звезда или черна
дупка.
Хода на изменение на звездите несъмнено е много бавен,
тъй като възрастта им е от порядъка на милиони и милиарди години.
Продължителността на живота на една звезда е толкова по-малка, колкото
по-голяма е нейната маса. Звезди от ранга на нашето Слънце живеят около 10
милиарда години. Звезди с маса m=5m_s (m_s е масата на Слънцето) живеят около 70 милиона години, а звезди с маса m=15m_s – около 10 милиона години
А) Променливи
Огромна част от звездите светят с неизменен блясък. Има обаче звезди, чийно блясък се
мени. В част от случаите промените на блясъка се дължи на външни причини. В
останалите случаи промените на блясъка се дължат на физични процеси в самите
звезди, възникнали в следствие на нарушено равновесие. Такива звезди наричаме променливи. Те биват два вида
- пулсиращи и катаклизмични.
Изменението на блясъка при пулсиращите променливи се дължи
на пулсиране - увеличаване и намаляване радиуса на звездата. То се появява при
нарушаване на динамичното равновесие в звездата на определен стадий от нейната
еволюция. С изменение на радиуса се изменя и температурата на повърхността.
Най-известни периодични пулсиращи променливи звезди са цефеидите. Това са
звезди свръхгиганти, видими на огромни разстояния. Периодите на цефеидите са от
1 ден до няколко десетки денонощия, температурата им е около 6000К. Колкото
по-голяма е светимостта на цефеидите, толкова по-бавно пулсират те. Тази
зависимост се нарича "период-светимост".
Не всички променливи звезди изменят блясъка си периодично. Сред десетките хиляди
известни в момента променливи звезди голяма част не са нито пулсиращи, нито
периодични. Колебанията на блясъка им имат случаен, неправилен халактер. Но,
макар и рядко се наблюдават звезди, които внезапно и рязко увеличават
светимостта си. Изследванията показват, че тези звезди се взривяват и затова ги
наричат катаклизмични или избухващи звезди. Звездите,
които избухват особено силно са наречени нови звезди.
Б) Нови
При избухването на една нова тя бързо увеличава размерите си, изхвърля вещество и се освобождава
огромно количество енергия. Новите звезди за
няколко денонощия увеличават светимостта си около 10 000 пъти. След избухването
блясъкът им бавно, в продължение на месеци намалява до стойността, която е имал
преди това. Името на тези звезди идва от древността, когато се е смятало, че
избухвания от този вид са доказателство за зараждаща се нова звезда
В) Свръхнови
Взривовете на новите звезди не са най-грандиозните катастрофи в Галактиката. Многократно ги превъзхожда едно
изключително рядко явление - експлозията на свръхнова звезда. Наричат се така, защото
при експлозията им се отделя хиляди пъти повече енергия, отколкото при новите.
Взривовете на свръхновите са резултат от най-мощните физични процеси, които се
наблюдават в света на звездите. При такъв взрив само за няколко седмици се
отделя толкова енергия, колкото Слънцето може да излъчи едва за 1 млрд. години!
Най-важното свойство на свръхновите е тяхното мощно радиоизлъчване, което ги
прави гигантски естествени радиостанции. След експлозията и новите, и
свръхновите се превръщат в звезди, чийто строеж е съвършено различен от този,
който са имали преди - новите стават бели джуджета, а свръхновите - неутронни
звезди.
Г) Червени гиганти
Голямото количество енергия, освободена при ускореното изгаряне на водород и от самото гравитационно
свиване, разширява звездата до гигантски размери. Нейната плътност, с
изключение на ядрото, става много малка. Поради разширяване температурата на
външните слоеве на звездата се понижава, а цветът й става червен. Звездата се
превръща в огромен и сравнително студен, но ярък поради гигантската излъчваща
площ обект - червен гигант.
Д)Планетарни мъглявини
Когато една звезда с масата на Слънцето изчерпи и хелия в недрата си,
настъпва последния етап от живота й като червен гигант. Поради нарушилото се
отново равновесие тя изхвърля навън част от веществото си. Най-външният слой на
звездата, състоящ се от водород, отлита в пространството във вид на прозрачна
разширяваща се газова обвивка. Тя се нарича планетарна мъглявина и има размери, достигащи
след време до около 1 ly.
Следва продължение....

2ра част
Е) Бели джуджета
Когато звездата е изхвърлила вече обвивката си и е изчерпала целия си запас
от ядрено гориво, тя не може повече да противостои на гравитационните сили и
започва отново бързо да се свива (този процес се нарича гравитационен колапс).
В зависимост от масата на звездата, която е останала, гравитационния колапс
довежда до различни крайни стадии в еволюцията на звездите. Единият от тях е
стадият на белите джуджета. Той се реализира при сравнително малки маси. Гравитационното свиване
предизвиква силно повишаване на температурата и налягането, което довежда до
намаляване обемът на звездата, достигайки размерите на планета като Земята.
Плътността на веществото е огромна. Белите джуджета светят само за сметка на тяхната
вътрешна енергия. Малката им светимост се дължи на малките им размери. Белите
джуджета постепенно изстиват и процесът на изстиване е толкова бавен, че за
цялото време на съществуване на Вселената, нито едно бяло джудже не е успяло да
изстине напълно. Може да се каже, че белите джуджета представляват
"гробници" на изгоряла материя, която повече не участва в никакъв
кръговрат - тя остава погребана завинаги в недрата на тези мъртви звезди, които
нямат вече източници на вътрешна енергия.
Ж) Неутронни звезди
Звездите еволюират практически еднакво, макар че им е нужно различно време
за да достигнат до края на живота си. Но крайният стадий на еволюцията им до
окончателната им смърт силно зависи от тяхната маса. Звездите с малка маса се
превръщат в бели джуджета. По-масивните звезди умират значително по-ефектно.
Ако масата на една звезда е голяма, тя просто не може да се превърне в бяло
джудже. Налягането на електронния газ вече не може да удържи колапса на
огромното количество материя, породен от гравитационните сили. Свиването
продължава с все по-голяма скорост и размерите на звездата намаляват хиляди пъти за по-малко
от 1 секунда!Звездните
недра се нагряват до стотици милиарди градуса и се стига до катастрофа -
звездата се взривява като свръхнова.
Голяма част от материята на звездата излита в околното пространство, а в
остатъка след взрива протичат особени реакции. Там не само атомите, но и
техните ядра се разпадат - получават се свободни протони и неутрони. Протоните
се свързват със свободните електрони и се превръщат също в неутрони. Образува
се звезда,
състояща се само от неутрони. В определен момент на колапса налягането на неутроните
достига стойност, която създава сила на натиск, достатъчно да уравновеси
гравитационните сили. Така звездата отново стига до равновесие.
Неутронните звезди са последен стадий от еволюцията на звезда, чийто
остатък след взрива има не голяма маса. Най-масивните звезди в Галактиката също
умират чрез взрив на свръхнова, но след него остава ядро с много по-голяма
маса. Налягането на неутроните вече не е достатъчно, за да уравновеси
гравитационните сили и колапсът на такова ядро не може да бъде спрян повече от
нищо. Този неограничен колапс поражда удивителни обекти, наречени черни дупки.
Те са толкова плътни, че почти изчезват от нашия поглед. Материята в тях загубва завинаги контакт с останалата Вселена.
З) Пулсари
Неутронните звезди са изключително компактни обекти - размерите им не
надвишават 10-20 км. Плътността им е гигантска. Освен компактните размери и
колосалните плътности, неутронните звезди се характеризират с бързо въртене и
силно магнитно поле. Те се въртят много бързо именно защото размерите им са
толкова малки. Звездата прави един оборот около оста си за части от секундата.
Интензитетът на магнитното поле също нараства след колапса стотици милиони
пъти.
Следователно неутронните звезди представляват компактни, масивни и
свръхплътни въртящи се магнити. Както при Земята, така и при неутронните звезди
магнитната ос може да не съвпада с оста на въртене. Затова един наблюдател ще
вижда излъчването на неутронните звезди не непрекъснато, а на импулси - само
когато при въртенето си магнитната ос се обръща към него т.е. неутронните
звезди проблясват подобно на морски фарове, поради което се наричат още пулсари.
И) Двойни звезди
При по-внимателно изследване можете да забележите, че немалка част от
звездите на небето се групират в двойки. Обаче не всеки две звезди, които
виждаме една до друга, са свързани в една система. Някои от тях случайно се
проектират върху небесната сфера близо една до друга и тяхната двойственост е
само видима. Такива звезди се наричат оптично-двойни. Има обаче и звезди, които не
само видимо, но и в действителност са близо една до друга в пространството.
Такива звезди се наричат физично-двойни, понеже са свързани в двойна система от
гравитационните сили. Под действието на гравитацията те обикалят около общ
център на тежестта, като по-масивната от двете се нарича главна звезда, а
другата - спътник.
Повече от половината звезди в Галактиката влизат в състава на двойни (или
кратни - с повече от две звезди) системи.
Две звезди образуват тясна двойна система, ако разстоянието между тях е
сравнимо с радиусите им. Те не само се движат около общ център на тежестта, но
и обменят вещество помежду си. Около всяка от двете звезди има зона, в която
преобладава нейното собствено гравитационно поле. Изтичането на вещество става
през точката, в която двете области се допират (нарича се точка на Лагранж).
Обмяната на веществото в тясна двойна система съществено влияе върху характера
на по-нататъшната еволюция на двете звезди.
Й) Звездни купове
Даже с невъоръжено око на
небето могат да се забележат няколко места, в които звездите се струпват на
едно място и образуват звездни купове. По външният си вид се делят на разсеяни и кълбовидни.
Разсеяните звездни купове съдържат от няколко десетки до няколко стотин звезди,
без тези звезди да са концентрирани към някаква точка.
Кълбовидните звездни купове имат сферична или слабо елиптична
форма и съдържат стотици хиляди звезди, чиято концентрация се увеличава към
центъра на купа.
Звездните купове и двойните
системи имат голямо значение за изследване еволюцията на звездите. Звездите в
един куп, както и в една двойна система, са се образували едновременно от едно
и също вещество. И ако сега има разлика между тях, тя се дължи не на различната
им възраст, а на разлика в техните характеристики при образуването.