Султонали Абдурахмонов - Все науки. №5, 2022. Международный научный журнал

Из-за того, что в данном случае более важным станет именно гелий, при включении и нахождении любых его запасов по всему Солнцу будут происходить активные вспышки, поэтому этот этап сопровождается активными вспышками, а также ростом светимости, которая будет мощнее от настоящего в 5200 раз. Этот этап длится целых 20 млн лет. Если бы масса Солнца была чуть большей, то можно было бы утверждать, что конец жизни этой звезды будет взрывом и образованием сверхновой, но масса недостаточна, а гравитация будет продолжать ослабевать.

В результате вся внешняя оболочка просто снесётся, вырвется из звезды и превратится в планетарную туманность – космическую пыль, а на месте Солнца останется ядро, то есть белый карлик – очень горячий и плотный объект. Его размеры будут сравнимы с Землёй, сначала его светимость будет в 3500 раз больше солнечного, а температура будет порядка 120 000 К, но в результате по прошествии времени этот белый карлик, если не произойдёт иных изменений будет продолжать остывать и угасать. В целом, это типичный исход для всех звёзд средней или малой массы.

1. Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1978.

2. Мензел Д. Г., Наше Солнце, пер. с англ., М., 1963; Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов, пер. с англ., М., 1980

3. Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962.

4. Северный А. Б., Магнитные поля Солнца и звезд, «УФН», 1966, т. 88, в. 1, с. 3—50 с.

5. Гибсон Э., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977.

6. Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Цытович В. Н., Физика плазмы солнечной атмосферы, М., 1977.

7. Общий курс астрономии. Кононович Э. В., Мороз В. И. 2-е изд., испр. – М.: Едиториал УРСС, 2004. – 544 с.

8. Общая астрофизика. А.В.Засов, К. А. Постнов. 2006г – 496 с.

Аннотация.В работе анализируется история открытия, образования, эволюция нейтронных звёзд. Рассматривается строение нейтронных звёзд, основные характеристики и свойств, а также основные виды данных сверхмассивных космических объектов.

Ключевые слова:Нейтронные звёзды, белые карлики, пульсары, магнитары, предел Чандрасекара.

Annotation.The paper analyzes the history of the discovery, formation, and evolution of neutron stars. The structure of neutron stars, the main characteristics and properties, as well as the main types of data of supermassive space objects are considered.

Keywords:Neutron stars, white dwarfs, pulsars, magnetars, Chandrasekhar limit.

Так называемая нейтронная звезда – это сверхмассивный астрономический объект, которая является конечным продуктом эволюции звёзд и состоящая из нейтронной сердцевины, покрытой относительно тонкой (около 1 км) корой особого вещества с преобладанием ядер железа и никеля. Масса нейтронной звезды практически такая же, как и наше Солнца, но радиус её, всего порядка 10 – 20 км. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×10 17 кг/м³). Предполагается, что эти сверхмассивные нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

Первые предположения о существовании звёзд сверхвысокой плотности были опубликованы советским учёным Львом Ландау, до открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком 24 февраля 1932 года [1], в статье [2], написанной в январе 1931 года, но опубликованной 29 февраля 1932 года [1]. В данной статье он вычислил верхний предел массы белых карликов и получил значение 1,5 солнечных масс (так называемый «Предел Чандрасекара»), масса при которой выраженный электронный газ способен сдерживать коллапс. Известно [3], что предел Чандрасекара – верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой. Существование предела было доказано индийским астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром. В зависимости от химического состава белого карлика значение предела Чандрасекара варьируется в диапазоне от 1,38 до 1,44 солнечных масс. Субраманьян Чандрасекар – американский астрофизик и физик-теоретик индийского происхождения,, внесший значительный вклад в теоретическую физику и астрофизику, за открытие предела, названного его именем, в 1983 году удостоен Нобелевской премии по физике.