Войти в мой кабинет
Регистрация
ГОТОВЫЕ РАБОТЫ / ДИПЛОМНАЯ РАБОТА, ФИЗИКА

Квантовое испарение чёрных дыр.

irina_k20 800 руб. КУПИТЬ ЭТУ РАБОТУ
Страниц: 32 Заказ написания работы может стоить дешевле
Оригинальность: неизвестно После покупки вы можете повысить уникальность этой работы до 80-100% с помощью сервиса
Размещено: 18.06.2020
Дипломная работа на тему:"Квантовое испарение чёрных дыр"
Введение

В данной дипломной работе раскрывается проблема квантового испарения черной дыры. Эта работа актуальна, так как изучение черной дыры поможет человечеству в будущем, возможно, для использования ее в быту, в качестве совершенно нового источника энергии. Черные дыры испускают наружу огромное количество энергии благодаря Излучению Хокинга. Излучение Хокинга заключается в том, что, теоретически, процесс излучения чёрной дырой разнообразных элементарных частиц, преимущественно фотонов; назван в честь Стивена Хокинга. Излучение Хокинга — главный аргумент учёных относительно распада (испарения) небольших чёрных дыр, которые теоретически могут возникнуть в ходе экспериментов на БАК. На этом эффекте основана идея сингулярного реактора — устройства для получения энергии из чёрной дыры за счёт излучения Хокинга. Не каждая черная дыра имеет этот эффект, она должная быть квантовой (размер сопоставим с размерами электрона). Массивные черные дыры ничего почти не излучают, а что излучают, то это излучение теряется в фоновом излучение космоса. Если будет выполнено это условие, то произойдет туннелированние частицы и она покинет черную дыру. Для это нужно будет провести расчеты, с использование смещения Вина, которое покажет, при каком условии из абсолютного черного тела может что-то вырваться. После изучения этого вопроса, посмотрим, сколько энергии может излучить черная дыра, и как-то будет зависеть от размеров черной дыры. Расчеты покажут, что чем меньше черная дыра, тем больше энергии она будет отдавать, и ,соответственно, сколько она будет испаряться. Квантовые черные дыры могут излучать столько энергии, что сопоставимо с выработкой энергии нескольких Волжских электростанций. Это приводит на мысль, что черные дыры очень полезные будут в хозяйстве. Следующий вопрос будет с вязан с количеством черных дыр в Солнечной Системе. Есть ли черные дыры в нашей системе? Если есть, то сколько их? Какое среднее расстояние между черными дырами? Если в нашей системе есть черная дыра, то как ее можно притянуть к Земле для использования ее в качестве нового источника энергии.
Содержание

Содержание………………………………………………………………………1 Введение…………………………………………………………………………2 Глава 1. Чёрные дыры во вселенной. §1.Понятие чёрной дыры………………………………………………………..3 §2.Физические свойства чёрных дыр и её окрестности………………………8 §3. Эволюция звёзд. Образование черных дыр……………………………….11 §4. Квантовое испарение Черных Дыр………………………………………..22 Глава 2. Реликтовые чёрные дыры. §5 Реликтовые черные дыры. Механизм Хокинга Черных дыр…………......24 §6. Испарение и излучение реликтовых черных дыр………………………....28 §7. “Чёрные дыры в народном хозяйстве”……………………………………..31 Заключение………………………………………………………………………32
Список литературы

Отрывок из работы

Глава 1.Черные дыры во вселенной. §1.Понятие черной дыры. В начале своей дипломной работы введем понятие о черной дыре. Чёрная дыра — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. Получим гравитационный радиус черной дыры через вторую космическую скорость. Законы классической механики говорят, что свет не могут покинуть пределы черный дыры, потому что у частицы будет недостаточно кинетической энергии для того, чтобы преодолеть потенциальный барьер. Однако, в данной ситуации это не работает, так как классическая механика не берёт во внимание волновые свойства частицы, а только корпускулярные. Для того чтобы точно понять, как частица проходит потенциальный барьер, обратимся в волне де Бройля. Его теория гласит, что волновой характер распространения, установленный для фотонов, имеет одинаковый для всех характер. Он должен проявляться для абсолютно любых частиц, которые обладают импульсом p. Абсолютно все частицы, которые имеют конечный импульс p, обладают волновыми свойствами, в частности, подвержены интерференции и дифракции. Что бы частице покинуть пределы черной дыры ей нужно развить скорость раной скорости света (v=c). Вторая космическая имеет вид: , где G — гравитационная постоянная, а c — скорость света. Если бы получилось сжать Землю до такого состояния, что она бы превратилась в чёрную дыру, то она имела бы гравитационный около 9 мм. Другой пример. Если попытаться сжать Солнце до черной дыры (гравитация сильнее, чем химические реакции, протекающие внутри), то она имела бы радиус примерно 3 км. Чтобы, например, какому-нибудь объекту нужно покинуть пределы поверхности Земли, то ему нужно развить скорость v2 кос.=11/2 (км/c). А для Солнца Вторая Космическая скорость будет равна v2 кос.=618 (км/c). В изучении черных дыр нам необходима постоянная Хаббла, которая обозначается как H. Постоянная Хаббла, это коэффициент, который связывает расстояние до объекта, который находится вне галактики, и скорость его удаления. Эта постоянная численно равна 2,2 10-18 с-1. Введем понятие о единицах измерения. Первая единица измерения это 1 парсек. По определению, это расстояние на котором отрезок в одну астрономическую единицу, перпендикулярный зрению, будет виден под углом в одну угловую секунду. Следующее понятие, астрономическая единица. Астрономическая единица - это среднее расстояние от Земли до Солнца. Впервые была рассмотрена теория о возможном существовании черных дыр Дж. Мичеллом в 1783 г., она полагалась на корпускулярной теории света и Ньютоновской теории тяготения. Теорией Гюйгенса, его волновой принцип, который описывал механизм распространения волны, в то время никто не пользовался и все про неё благополучно забыли. Хотя эту теорию поддерживали различные учёные. Принцип, которому придерживался Мичелл, заключался в том что, если свет состоит из корпускул светового эфира, то частицы должны реагировать, как и другие тела, на гравитационное поле. Из этой логики следует следующее, чем массивнее звезда (планета), тем большее она оказывает воздействие на частицу света, и тем труднее эти частицам покинуть пределы звезды. Дальнейшие рассуждения заключались в том, что в природе могут существовать такие массивныеобъекты, притяжение которых корпускулы уже не смогут преодолеть, и они всегда будут выглядеть черными для внешнего наблюдателя, хотя сами по себе могут светиться очень ярко, как Солнце. Физически это значит, что вторая космическая скорость на поверхности такого объекта должна быть не меньше скорости света. Вычисления Мичелла дают, что свет никогда не покинет звезду, если ее радиус при средней солнечной плотности будет равен 500 солнечным. Вот такой объект и можно уже назвать черной дырой. Через несколько лет, а точнее через 13, П. С. Лаплас, вероятнее всего, независимо от Мичелла, представил такую же гипотезу о чёрных дырах. Применив громоздкие вычисления, Лаплас вычислил радиус сферы для совершенно определенной плотности, на поверхности которого параболическая скорость равна скорости света. Лаплас полагал, что корпускулы света, реагирующие на тяготение должны останавливаться испускающими свет массивными объектами, которые имеют плотность, равную плотности Земли, а радиус больше солнечного в 250 раз. Введем понятие “средней плотности черной дыры” для понимания плотности черных дыр относительно других планет и звезд: В формуле видна обратно квадратичная зависимость плотности от массы объекта. Так получается, если дыра массой порядка массы Солнца, то сверхмассивная черная дыра с массой в 109 солнечных масс обладает средней плотностью 20 кг/м3, это значит, что если поместить пакую Черную дыру на воду, то она будет плавать, потому что у воды плотность больше. Для того чтобы Черная Дыра имела плотность больше плотности воды, то масса такой черной дыры должна равняться 3*1039 кг. Черные дыры делят по массам на несколько групп. Есть черные дыры имеющие массу порядка массы Солнца (например 10 масс Солнц), а есть сверх массивные черные дыры, например черная дыра в центре Млечного Пути. Масса черной дыры в центре Млечного Пути 4,31 106 M?. Существуют теоретические квантовые черные дыры, масса которых равняется 1013 кг. Подставим известные массы в формулу плотности и получим, что плотность черной дыры порядка массы Солнца равняется 1,7 1019 кг/м3, что является достаточно большой плотностью. У черной дыры плотность равняется 9 107 кг/м3. Что касается теоретических черных дыр, размер которых порядка электрона, то их плотность окажется самая большая, и она будет равна 5 1055 кг/м3. Такого результата и следовало ожидать, так как из формулы следует вывод, чем больше плотность черной дыры, тем меньше ее масса. Данная теория Лапласа попала только в первые два прижизненных публикаций его знаменитой книги «Изложение системы мира», которая вышла в свет в 1796 и 1799 гг. Еще австрийский астроном Ф. К. фон Цах был заинтересован теорией Лапласа, выставив её в свет в 1798 г. под названием «Доказательство теоремы о том, что сила притяжения тяжелого тела может быть столь большой, что свет не может истекать из него». На этом исследования черных дыр приостановилась более чем на 100 лет. Было похоже, что сам Лаплас отказался от такой необычной гипотезы, так как он её исключил из всех остальных прижизненных публикаций своей неоднозначной книги, которая выходила в 1808, 1813 и 1824 гг. Вероятнее всего, Лаплас не хотел больше печатать почти фантастическую гипотезу о огромных звездах, которые не выпускали свет. Вероятно, его остановили абсолютно новые астрономические данные о постоянности величины аберрации света у различных звезд, что противоречило некоторым выводам его теории, на основании которой он выстроил свои вычисления. Но самой вероятной причиной того, что о необъяснимых гипотетических объектах Мичелла—Лапласа все забыли, является торжество волновой теории света, попедоностное шествие которой началось с первых лет XIX в. Начало этого триумфа положила Букеровская лекция английского физика Т. Юнга «Теория света и цвета», вышедшая в свет в 1801 г., где Юнг смело, вопреки Ньютону и другим именитым сторонникам корпускулярной теории (в том числе и Лапласу), изложил суть волновой теории света, говоря, что испускаемый свет состоит из волнообразных движений светоносного эфира. Лаплас, воодушевленный открытием поляризации света, принялся «спасать» корпускулы, построив теорию двойного лучепреломления света в кристаллах на основе двоякого действия молекул кристалла на световые корпускулы. Но следующие труды физиков О.Ж. Френеля, Ф.Д. Арагон, Й. Фраунгофера и других не оставили шансов корпускулярной теории, о которой серьезно вспомнили лишь спустя столетие, после открытия квантов. Все рассуждения о черных дырах в рамках волновой теории света в то время выглядели несуразно. Сразу не вспомнили о черных дырах и после того, как вспомнили о корпускулярной теории света, когда о ней заговорили на новом качественном уровне благодаря гипотезе квантов (1900) и фотонов (1905). Черные дыры были вторично переоткрыты лишь после создания ОТО в 1916 г., когда немецкий физик-теоретик и астроном К. Шварцшильд через несколько месяцев после публикации уравнений Эйнштейна с их помощью изучил структуру искривленного пространства-времени в окрестности Солнца. В итоге он заново открыл феномен черных дыр, но на более глубоком уровне. Окончательное теоретическое открытие черных дыр состоялось в 1939 г., когда Оппенгеймер и Снайдер провели первое явное решение уравнений Эйнштейна при описании процесса формирования черной дыры из сжимающегося облака пыли. Сам термин «черная дыра» впервые был введен в науку американским физиком Дж. Уиллером в 1968 г., в годы бурного возрождения интереса к ОТО, космологии и астрофизике, вызванного достижениями внеатмосферной (в частности, рентгеновской) астрономии, открытием реликтового излучения, пульсаров и квазаров. §2 Физические свойства черных дыр и её окрестности. Вблизи черной дыры напряженность гравитационного поля так велика, что физические процессы там можно описывать только с помощью релятивистской теории тяготения. Согласно ОТО, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с определенной частотой колебаний, количество которых между двумя событиями можно называть "интервалом времени". Важно, что гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки, что пространство растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем предсказывает ньютонова теория. Если бы можно было наблюдать в телескоп за звездой в момент ее превращения в черную дыру, то сначала было бы видно, как звезда все быстрее и быстрее сжимается, но по мере приближения ее поверхности к гравитационному радиусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом приходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть пока окончательно не потухнет. Это происходит потому, что, преодолевая силу тяжести, фотоны теряют энергию и им требуется все больше времени, чтобы дойти до нас. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь любого наблюдателя, даже расположенного сравнительно близко к звезде (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, мы никогда не дождемся этого момента и, тем более, не увидим того, что происходит со звездой под горизонтом событий, но теоретически этот процесс исследовать можно. Расчет идеализированного сферического коллапса показывает, что за короткое время вещество под горизонтом событий сжимается в точку, где достигаются бесконечно большие значения плотности и тяготения. Такую точку называют "сингулярностью". Более того, математический анализ показывает, что если возник горизонт событий, то даже несферический коллапс приводит к сингулярности. Однако, все это верно лишь в том случае, если общая теория относительности применима вплоть до очень малых пространственных масштабов, в чем пока нет уверенности. В микромире действуют квантовые законы, а квантовая теория гравитации еще не создана. Ясно, что квантовые эффекты не могут остановить сжатие звезды в черную дыру, а вот предотвратить появление сингулярности они могли бы. Изучая фундаментальные свойства материи и пространства-времени, физики считают исследование черных дыр одним из важнейших направлений, поскольку вблизи черных дыр проявляются скрытые свойства гравитации. Для поведения вещества и излучения в слабых гравитационных полях различные теории тяготения дают почти неразличимые прогнозы, однако в сильных полях, характерных для черных дыр, предсказания различных теорий существенно расходятся, что дает ключ к выявлению лучшей среди них. В рамках наиболее популярной сейчас теории гравитации – ОТО Эйнштейна – свойства черных дыр изучены весьма подробно. Вот некоторые важнейшие из них: 1) Вблизи черной дыры время течет медленнее, чем вдали от нее. Если удаленный наблюдатель бросит в сторону черной дыры зажженный фонарь, то увидит, как фонарь будет падать все быстрее и быстрее, но затем, приближаясь к поверхности Шварцшильда, начнет замедляться, а его свет будет тускнеть и краснеть (поскольку замедлится темп колебания всех его атомов и молекул). С точки зрения далекого наблюдателя фонарь практически остановится и станет невидим, так и не сумев пересечь поверхность черной дыры. Но если бы наблюдатель сам прыгнул туда вместе с фонарем, то он за короткое время пересек бы поверхность Шварцшильда и упал к центру черной дыры, будучи при этом разорван ее мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра. 2) Каким бы сложным ни было исходное тело, после его сжатия в черную дыру внешний наблюдатель может определить только три его параметра: полную массу, момент импульса (связанный с вращением) и электрический заряд. Все остальные особенности тела (форма, распределение плотности, химический состав и т.д.)в ходе коллапса "стираются". То, что для стороннего наблюдателя структура черной дыры выглядит чрезвычайно простой, Джон Уилер выразил шутливым утверждением: "Черная дыра не имеет волос". В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды (по часам удаленного наблюдателя) все ее внешние особенности, связанные с исходной неоднородностью, излучаются в виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра "забывает" всю информацию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и электрического заряда. Изучая черную дыру, уже невозможно узнать, состояла ли исходная звезда из вещества или антивещества, была ли она вытянутой или сплюснутой и т.п. В реальных астрофизических условиях заряженная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стационарный объект либо будет невращающейся "шварцшильдовой черной дырой", которая характеризуется только массой, либо вращающейся "керровской черной дырой", которая характеризуется массой и моментом импульса. 3) Если исходное тело вращалось, то вокруг черной дыры сохраняется "вихревое" гравитационное поле, увлекающее все соседние тела во вращательное движение вокруг нее. Поле тяготения вращающейся черной дыры называют полем Керра (математик Рой Керр в 1963 нашел решение соответствующих уравнений). Этот эффект характерен не только для черной дыры, но для любого вращающегося тела, даже для Земли. По этой причине размещенный на искусственном спутнике Земли свободно вращающийся гироскоп испытывает медленную прецессию относительно далеких звезд. Вблизи Земли этот эффект едва заметен, но вблизи черной дыры он выражен гораздо сильнее: по скорости прецессии гироскопа можно измерить момент импульса черной дыры, хотя сама она не видна. Чем ближе мы подходим к горизонту черной дыры, тем сильнее становится эффект увлечения "вихревым полем". Прежде чем достичь горизонта, мы окажемся на поверхности, где увлечение становится настолько сильным, что ни один наблюдатель не может оставаться неподвижным (т. е. быть "статическим") относительно далеких звезд. На этой поверхности (называемой пределом статичности) и внутри нее все объекты должны двигаться по орбите вокруг черной дыры в том же направлении, в котором вращается сама дыра. Независимо от того, какую мощность развивают его реактивные двигатели, наблюдатель внутри предела статичности никогда не сможет остановить свое вращательное движение относительно далеких звезд. Предел статичности всюду лежит вне горизонта и соприкасается с ним лишь в двух точках, там, где они оба пересекаются с осью вращения черной дыры. Область пространства-времени, расположенная между горизонтом и пределом статичности, называется эргосферой. Объект, попавший в эргосферу, еще может вырваться наружу. Поэтому, хотя черная дыра "все съедает и ничего не отпускает", тем не менее, возможен обмен энергией между ней и внешним пространством. Например, пролетающие через эргосферу частицы или кванты могут уносить энергию ее вращения. 4) Все вещество внутри горизонта событий черной дыры непременно падает к ее центру и образует сингулярность с бесконечно большой плотностью. Английский физик Стивен Хоукинг определяет сингулярность как "место, где разрушается классическая концепция пространства и времени так же, как и все известные законы физики, поскольку все они формулируются на основе классического пространства-времени". 5) Кроме этого С.Хоукинг открыл возможность очень медленного самопроизвольного квантового "испарения" черных дыр. В 1974 он доказал, что черные дыры (не только вращающиеся, но любые) могут испускать вещество и излучение, однако заметно это будет лишь в том случае, если масса самой дыры относительно невелика. Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры должно рождать пары частица-античастица. Одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Например, черная дыра с массой 1012 кг должна вести себя как тело с температурой 1011 К, излучающее очень жесткие гамма-кванты и частицы. Идея об "испарении" черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излучать. §3 Эволюция звёзд. Образование черных дыр. Для того чтобы понимать какие объекты становятся черными дырами рассмотрим ряд классификаций звезд и их жизненный цикл. Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием гравитационной неустойчивости и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15—20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии она пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо). Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звёздообразования. По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, — глобула прозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы. После рассмотрения принципа появления звезд, перейдем к рассмотрению звезд с разной массой: Старые звёзды с малой массой. В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст Вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, и звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в её ядре прекратятся реакции с участием водорода, — масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до степени, достаточной для «поджига» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра. Звёзды среднего размера. Туманность Кошачий Глаз — планетарная туманность, сформировавшаяся после гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечной При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в её ядре заканчивается водород, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается и, как следствие, внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новую стадию в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды, по размеру близкой к Солнцу, этот процесс может занять около миллиарда лет.
Не смогли найти подходящую работу?
Вы можете заказать учебную работу от 100 рублей у наших авторов.
Оформите заказ и авторы начнут откликаться уже через 5 мин!
Служба поддержки сервиса
+7(499)346-70-08
Принимаем к оплате
Способы оплаты
© «Препод24»

Все права защищены

Разработка движка сайта

/slider/1.jpg /slider/2.jpg /slider/3.jpg /slider/4.jpg /slider/5.jpg