Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

В настоящее время астрономы не полностью разобрались в эволюции звезд Вольфа-Райе. Считается, что они постепенно теряют свою оболочку атмосферных газов, оставляя незащищенными внутренние области, в которых происходят ядерные реакции.

Звезды Ван Маанена были открыты в 1917 году голландским астрономом Адрианом ван Мааненом.

Массу белых карликов, которые не являются частью двойной системы, подобно звездам Ван Маанена, астрофизики определяют по их гравитационному красному смещению, а радиус — из их звездных параллаксов, видимой яркости и температур.

Из теории Фаулера следует, что произведение массы белого карлика на куб его радиуса является константой, то есть чем меньше радиус карлика, тем больше его масса.

Это было важное предвидение Эддингтона. Физики уже обсуждали возможность существования нейтронных звезд. Не прошло и тридцати лет, как они были открыты.

Кришнан, один из самых выдающихся физиков Индии, внес большой вклад в открытие рамановского комбинационного рассеяния, а также в исследования магнитных свойств кристаллов. (Примеч. редактора.)

Дядя Чандры Раман также испытал подобное унизительное отношение во время визита в Америку в 1920 году. В Бостоне его отказались поселить в нескольких отелях, пока водитель такси не привез ученого в пригородный отель, принадлежавший чете японцев.

Первая сверхновая звезда была открыта в 1572 году датским астрономом Тихо Браге, а вторая — в 1604 году его бывшим помощником Иоганном Кеплером. Эти открытия были сделаны невооруженным глазом, без помощи телескопа, который тогда еще не изобрели. В телескоп сверхновую звезду впервые увидели в августе 1885 года, в созвездии Андромеды.

Так как свету требуется время, чтобы долететь от звезд до Земли, мы наблюдаем то, что случилось во Вселенной в далеком прошлом.

Это было еще до открытия нейтрона, и предполагалось, что альфа-частицы состоят из четырех протонов и двух электронов и в результате имеют положительный заряд, равный двум. В ядре атома гелия два положительных заряда нейтрализуются двумя отрицательными зарядами двух электронов. Резерфорд получал альфа-частицы из атомов газа радона, хотя и не понимал сути процесса рождения этих частиц. Только после открытия нейтрона в 1930-х годах физики узнали, из чего состоят ядра атомов. Они выяснили также, что некоторые ядра являются нестабильными или «радиоактивными» в зависимости от количества содержащихся в них протонов и нейтронов. Испуская альфа-частицы, электроны, позитроны, нейтроны, протоны или гамма-лучи, ядра становятся более стабильными.

Сначала он должен был доказать, что протон-протонные реакции могут идти достаточно быстро, чтобы образовывался гелий и начался процесс слияния. Это был главный вывод статьи Бете-Критчфилда. Они определили цепочку ядерных реакций, начинающихся со слияния двух протонов и формирования на краткий миг «дипротона». Один из протонов при бета-распаде превращается в нейтрон, позитрон и нейтрино. Позитрон и нейтрино оказываются внутри звезды, а другой протон остается рядом с нейтроном и образует дейтрон, который затем сливается с другим протоном и нейтроном, образуя ядро атома гелия. Таким образом, в звездах с массами близкими к солнечной возникает энергия излучения. Бета-распад, казалось бы, нарушает закон сохранения энергии, так как энергия ядра до распада оказывается больше, чем суммарная энергия — ядра после распада и вылетевшего электрона. (Электронов в ядре нет, электроны образуются и испускаются в момент распада нейтрона.) Паули сделал смелое предположение, что самый простой способ объяснить различие энергий такой: существует неизвестная пока частица (нейтрино) с нулевой массой и нулевым электрическим зарядом, испускаемая из ядра при бета-распаде, то есть нейтрон превращается в протон, электрон и нейтрино. Нейтрино обнаружили более двух десятилетий спустя, в 1956 году.

По словам Бете, он систематически исследовал «реакции между протонами и ядрами элементов Периодической системы», которые могут существовать при высоких температурах внутри звезд гораздо более ярких, чем Солнце. Он обнаружил самоподдерживающуюся цепочку реакций, в которых водород сгорает с образованием гелия в течение миллионов лет, что соответствует времени жизни таких звезд. Цепочка начинается со взаимодействия водорода с углеродом, при этом расходуется около одного процента массы молодой звезды. Гелий является конечным продуктом последовательности реакций, в которых образуется азот и кислород. Последовательность циклична, и углерод действует как катализатор происходящих реакций. Этот углеродно-азотно-кислородный (CNO) цикл может длиться в течение миллионов лет. Теория Бете объясняет эволюцию звезд типа Сириуса А, примерно в два раза массивнее, чем Солнце, а также звезд типа Y Лебедя в созвездии Лебедя с массой примерно в 20 раз больше массы Солнца и в 600 раз ярче (недавние измерения увеличили эту цифру до 10000 раз).