Характеристики сверх-обитаемой экзопланеты
Площадь поверхности, доступной для жизни: планета, близкая по размеру к Земле, однако с большей, чем у Земли, площадью поверхности, на которой вода может находиться в жидкой форме.
Полная площадь поверхности: Планета должна предоставлять больше пространства для жизни. То есть либо рельеф планеты должен быть менее ровным, либо планета должна быть крупнее. Одно из требований исключает другое. Верхнее ограничение на размер планеты, возникает из-за того, что значительно более массивная планета может не суметь избавиться от своей изначальной водородной атмосферы, что сильно осложнит развитие жизни. Так что, вероятно, сверх-обитаемая планета ненамного превосходит Землю в размерах.
Соотношение суша-океан: один из наиболее важных факторов. Ответ на вопрос об этом соотношении складывается из двух аргументов. Первый аргумент это факт, что мелкие воды представляют больше возможностей для развития и разнообразия жизненных форм, чем глубины океанов. Второй аргумент: устойчивость планеты к изменениям в поле излучения, обеспечиваемая, как ни удивительно, именно сухостью. “Сухие” планеты в случае возникновения избытка излучения от звезды (или располагающиеся на внутренней границе зоны обитаемости) менее склонны к испарению атмосферы, потому как влаги на них недостаточно, чтобы сделать воздух насыщенным и привести к эффекту испарения.
В то же время, находящиеся на внешней границы зоны обитаемости планеты менее склонны к глобальному оледенению, так как пониженная влажность уменьшает вероятность возникновения как облаков, так и снегопадов. Такие планеты, лишенные значительного пространства, покрытого льдом с высоким альбедо, будут лучше поглощать излучение, что так же будет препятствовать возможности глобального оледенения.
Таким образом, воды на сверх-обитаемых планетах должно быть относительно меньше, и распределена она должна быть во многих мелких водоемах, а не создавать один огромный океан.
Магнитное поле: чтобы жизнь на планете могла возникнуть и развиться, планета должна быть защищена от излучений высоких энергий, способных разрушать сложные органические молекулы. Защита может создаваться как глобальным магнитным полем, так и атмосферой. Чтобы планета обладала сильным магнитным полем, сохраняющимся миллиарды лет, у планеты должно быть жидкое вращающееся конвективное ядро.
Температура поверхности: на более теплой планете, чем Земля, жизнь сможет развиваться более эффективно. Однако, сокращение температурных зон и отсутствие арктических регионов также может послужить причиной уменьшения разнообразия видов. Предполагается, что сверх-обитаемая Земля лишь немного теплее, чем наша планета, тогда как более холодная планета может считаться менее пригодной для жизни.
Мультиобитаемость: звездную систему, в которой пригодными для жизни являются несколько планет или лун, можно считать мультиобитаемой. Обмен веществом, переносимым кометами и астероидами, между планетами может способствовать появлению новых жизненных форм и даже возникновению жизни на планете-соседке.
Мы не знаем, как выглядит поверхность потенциально-обитаемой планеты, но вполне можем рассчитать базовые параметры такой планеты
Расположение в зоне обитаемости: сверх-обитаемая планета должна располагаться в центре зоны обитаемости, чтобы не испытывать угрозы либо глобального обледенения, либо испарения атмосферы.
Возраст: больший возраст пригодной для жизни планеты предполагает наличие на ней большего разнообразия жизненных форм. Также существует гипотеза (гипотеза Геи), по которой живые организмы перестраивают окружающие условия под свои нужды. На установление баланса между живой и неживой природой нужно время. Потому сверх-обитаемые планеты, вероятно, старше.
Звезда: солнце сверх-обитаемой планеты должно быть достаточно ярким, чтобы обеспечивать должное количество излучения в необходимом для фотосинтеза диапазоне. Излучаемый звездою ультрафиолет не должен быть ни слишком мощным, иначе он повредит молекулы, ни слишком слабым, так как он необходим для процессов синтеза. Звезда не должна быть слишком массивной, иначе срок ее жизни окажется недостаточен для проявления сверх-обитаемости планеты. Идеальным солнцем сверх-обитаемой планеты может считаться К-звезда.
Что видно на срезе?
Наука всё анализирует, то есть разлагает и расчленяет. Посмотрим на нейтронную звезду в разрезе. Внутри ядро, снаружи кора. Ещё выше может быть атмосфера. Она удивительна. Её толщина измеряется сантиметрами. Но она может полностью изменить спектр излучения нейтронной звезды. Или выпасть в осадок — конденсат. В сильном магнитном поле атомы выстроятся в цепочки вроде полимерных, и газообразная атмосфера, скованная, упадёт на поверхность.
Ядро делят на две части. Уже во внешнем ядре нет атомных ядер (удержаться от такого каламбура тяжело). А есть нейтроны, протоны и электроны. Ещё может быть немного мюонов — они подменяют электроны в веществе высокой плотности.
Во внутреннем ядре…
Мы не знаем. Там могут быть чудеса: гипероны или пионы, «обычное» кварковое вещество или совсем уж необычное. А может быть, там просто протоны, нейтроны и мюоны — до самого центра. Надеемся скоро узнать.
Как у апельсина или арбуза, «кожура» нейтронной звезды тонкая — примерно одна десятая её радиуса. Кору тоже делят на две части: внешнюю и внутреннюю. Граница между ними проходит по плотности, при которой из ядер начинают «вытекать» нейтроны. Это соответствует примерно 1/500 плотности атомного ядра. Ближе к границе вещество во внутренней коре состоит из ядер, электронов и нейтронов между ними. Чем глубже, тем выше концентрация частиц. Нейтронов становится всё больше. Наступает фаза «ядерной пасты» — спагетти и листы лазаньи из ядер в «соусе» из нейтронов (такую «пасту» Мария Кюри могла бы приготовить Пьеру на ужин), если бы это было возможно в лаборатории.
Такое состояние вещества чем-то напоминает жидкие кристаллы. Потом картина меняется, состав пасты становится иным: спагетти и листы лазаньи из нейтронов в соусе из однородной ядерной смеси протонов и нейтронов. Далее ядро, где, как мы помним, ядер нет.
Внешняя кора. Обычно говорят, что это самая простая часть нейтронной звезды, так как там самая низкая плотность. Поэтому всё (или почти всё) ясно. Отчасти это так. Но именно там находится самый странный океан.
Есть три типа
По своим характеристикам можно разделить на 3 группы: рентгеновские пульсары, магнитары, а также радиопульсары. Но все это научные названия, давай разберем подробнее.
Пульсары излучают электромагнитное излучение, поэтому с Земли их можно увидеть только, когда луч направлен на планету Земля. Это явление также сравнивают с маяком, потому что издалека мы можем увидеть луч маяка, только, когда он будет направлен строго на нас.
Рентгеновские пульсары — это пульсары, которые обычно существуют в двойной системе, где одна — нейтронная, а иной объект — другой звездный спутник. Такие пульсары выделяют рентгеновскую энергию. Она очень большая. Такие пульсары скорее исключение, чем правило.
Они образуются только в том случае, если до разрушения не присутствовало значительное магнитное поле.
Магнитары — это уникальные тела, которые обладают очень мощными магнитными полями. В некоторых источниках мы можем увидеть написание “магнетар”, но ученые больше склоняются к “магнитар”, из-за его магнитного поля. Хотя по другим характеристикам, например: плотность, температура, их радиус, они схожи с типичными нейтронными, но все-таки различаются своими сильными магнитными полями, а также магнитары немного быстрее вращаются. В наше время найден самый молодой магнитар. Ему примерно 240 лет.
Радиопульсары излучают радиоактивное излучение, которое выражается в виде всплесков. Их открыли в 1967 году в Маллардской обсерватории в Великобритании.
Какого размера самые большие звёзды
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела самые большие звёзды расположены в правой верхней части. И мы видим, что они называются гипергигантами. Это на самом деле монстры в мире звёзд. Типичный гипергигант в 100-120 раз тяжелее Солнца, а по размеру в тысячи раз больше его.
Ещё недавно самым большим гипергигантом считалась звезда UY Щита – она в 1900 раз больше Солнца в максимальном расширении. Дело в том, что она пульсирует, поэтому размер её меняется. Внутрь этого монстра влезло бы 5 миллиардов таких звёзд, как Солнце, а диаметр измеряется в 2.4 миллиардов километров.
Звезда Стивенсон 2-18 по сравнению с Солнцем огромна.
Но сейчас лидер среди всех – Стивенсон 2-18 – красный гипергигант, который ещё больше, чем UY Щита. Находится в том же созвездии. Он в 2158 раз больше Солнца – 3 миллиарда километров в поперечнике! Это 10 астрономических единиц, то есть в 10 раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца. Если бы эта звезда оказалась вместо Солнца, поверхность её оказалась бы чуть дальше орбиты Сатурна. Благодаря огромной площади поверхности, эта звезда излучает, как 440 000 Солнц.
Активное динамо
Все мы знаем, что энергия любит переходить из одной формы в другую. Электричество легко превращается в тепло, а кинетическая энергия — в потенциальную. Огромные конвективные потоки электропроводящей магмы плазмы или ядерного вещества, оказывается, тоже могут свою кинетическую энергию преобразовать во что-нибудь необычное, например в магнитное поле. Перемещение больших масс на вращающейся звезде в присутствии небольшого исходного магнитного поля могут приводить к электрическим токам, создающим поле того же направления, что и исходное. В результате начинается лавинообразное нарастание собственного магнитного поля вращающегося токопроводящего объекта. Чем больше поле, тем больше токи, чем больше токи, тем больше поле — и все это из-за банальных конвективных потоков, обусловленных тем, что горячее вещество легче холодного, и потому всплывает.
Как образуется нейтронная звезда
Считается, что образование нейтронной звезды это результат вспышки сверхновой. То есть то, что остаётся от тела после взрыва. Другими словами, это конечный продукт вспышки или звёздный остаток.
Между прочим, если такой остаток больше солнечного в три раза, то его эволюция продолжается. В результате коллапса формируется чёрная дыра.
По данным учёных, любой представитель главной последовательности, при условии массы больше Солнца в 8 раз, может эволюционировать в нейтронное светило.
«Проект-Технарь» является свободной площадкой, на которой можно найти или опубликовать чертежи, курсовые или дипломные работы на техническую тематику. Найти чертежи можно на studiplom.ru
Взрыв сверхновой
Когда происходит взрыв нейтронной звезды, внешняя оболочка резко проваливается на ядро. В это время возникает волновой скачок, то есть ударная волна. Которая, к слову, разносит вокруг частицы вещества из внешних слоёв.
Кроме того, часть вещества из разрушившихся слоёв попадает в центр. Благодаря чему внутренняя часть имеет высокую плотность и температуру. Надеюсь, теперь понятно, почему маленькая нейтронная звезда невероятно мала и тяжела.
Стоит отметить, что свою энергию после взрыва светило начинает переносить не равномерно, а потоками. Что, собственно, и вызывает его нестабильность.Получается, что само ядро остается, но его свойства (масса, плотность, температура и т.д.) меняются.
Микро-земли и меркуроиды (экзомеркурии)
|
Британские ученые обнаружили планету, которая своими характеристиками напоминает Меркурий (astronews.ru). Найденная планета находится от Земли на расстоянии в 260 миллионов световых лет, Между планетой и материнской звездой достаточно небольшое расстояние в 0,012 астрономической единицы.
То, что показатель плотности звезды сопоставим с плотностью Меркурия, свидетельствует о большом содержании металлов. Специалисты считали, что планеты, напоминающие Меркурий, встречаются крайне редко, но открытие планеты K2-229b опровергает эту версию.
Из-за того, что эта планета по размеру подобна Земле, её иожно было бы назвать экзоземлёй. |
Обнаружена планета, напоминающая Меркурий
Странные миры
Импульсы, видимые с Земли, настолько регулярны, что по ним можно сверять часы. Другая хорошая сторона — любые изменения в синхронизации импульсов легко обнаружить. Если пульсар несет планету на буксире, крошечном гравитационном буксире, заменяющем собой орбиту, ненадолго, но эффективно.
PSR 1257+12, между прочим, это миллисекундный пульсар. Он вращается так быстро, что крошечные изменения достаточно легко заметить. Благодаря этому, стало известно, что вокруг него находится три планеты. Две из них — суперземли, одна — чуть больше земной Луны. Она была самой мелкой из известных экзопланет до недавнего времени.
Между тем, возле другого пульсара есть планета, известная как PSR B1620-26 b. Это настоящий гигант, в два с половиной раза более массивная Юпитера, что, в принципе, неудивительно. PSR B1620-26 b это старейшая планета из известных нам. Ей около 12,7 миллиарда лет, и наверное, она стара, как сама Вселенная. Ее называют Мафусаилом, что наводит на определенные мысли.
Миры, подобные этим, однозначно «чужие» нам, поскольку существенно отличаются от всего, что мы знаем. Сложно даже догадаться, какие они будут крупным планом. Если на них есть атмосфера, она может быть полна ослепительных полярных сияний. Молекулы в атмосферах таких планет будут постоянно разрываться на части, купаясь в потоках заряженных частиц от пульсаров, возле которых они кружатся. С другой стороны, если у планеты нет атмосферы, ее поверхность будет «вылизана» рентгеновскими лучами и абсолютно мертва.
Что касается Мафусаила, сложно сказать наверняка, что произойдет с газовым гигантом спустя 12 миллиардов лет. Планеты-гиганты в нашей собственной Солнечной системе до сих пор остывают. Юпитер, как известно, излучает больше энергии в инфракрасном спектре, чем получает от Солнца. Этот процесс называется нагреванием Кельвина-Гельмгольца и обозначает, что Юпитер убывает примерно на два сантиметра в год
На протяжении своей жизни вы вряд ли обратите на это внимание. Но Мафусаил старше Юпитера на 8 миллиардов лет
Беспокойное соседство
Знаменитая космическая обсерватория «Чандра» обнаружила сотни объектов (в том числе и в других галактиках), свидетельствующих о том, что не всем нейтронным звездам предназначено вести жизнь в одиночестве. Такие объекты рождаются в двойных системах, которые пережили взрыв сверхновой, создавший нейтронную звезду. А иногда случается, что одиночные нейтронные звезды в плотных звездных областях типа шаровых скоплений захватывают себе компаньона. В таком случае нейтронная звезда будет «красть» вещество у своей соседки. И в зависимости от того, насколько массивная звезда составит ей компанию, эта «кража» будет вызывать разные последствия. Газ, текущий с компаньона, массой, меньшей, чем у нашего Солнца, на такую «крошку», как нейтронная звезда, не сможет сразу упасть из-за слишком большого собственного углового момента, поэтому он создает вокруг нее так называемый аккреционный диск из «украденной» материи. Трение при накручивании на нейтронную звезду и сжатие в гравитационном поле разогревает газ до миллионов градусов, и он начинает испускать рентгеновское излучение. Другое интересное явление, связанное с нейтронными звездами, имеющими маломассивного компаньона, рентгеновские вспышки (барстеры). Они обычно длятся от нескольких секунд до нескольких минут и в максимуме дают звезде светимость, почти в 100 тысяч раз превышающую светимость Солнца.
Эти вспышки объясняют тем, что, когда водород и гелий переносятся на нейтронную звезду с компаньона, они образуют плотный слой. Постепенно этот слой становится настолько плотным и горячим, что начинается реакция термоядерного синтеза и выделяется огромное количество энергии. По мощности это эквивалентно взрыву всего ядерного арсенала землян на каждом квадратном сантиметре поверхности нейтронной звезды в течение минуты. Совсем другая картина наблюдается, если нейтронная звезда имеет массивного компаньона. Звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра (исходящего от ее поверхности потока ионизированного газа), и огромная гравитация нейтронной звезды захватывает часть этого вещества себе. Но здесь вступает в свои права магнитное поле, которое заставляет падающее вещество течь по силовым линиям к магнитным полюсам.
Это означает, что рентгеновское излучение прежде всего генерируется в горячих точках на полюсах, и если магнитная ось и ось вращения звезды не совпадают, то яркость звезды оказывается переменной это тоже пульсар, но только рентгеновский. Нейтронные звезды в рентгеновских пульсарах имеют компаньонами яркие звезды-гиганты. В барстерах же компаньонами нейтронных звезд являются слабые по блеску звезды малых масс. Возраст ярких гигантов не превышает нескольких десятков миллионов лет, тогда как возраст слабых звезд-карликов может насчитывать миллиарды лет, поскольку первые гораздо быстрее расходуют свое ядерное топливо, чем вторые. Отсюда следует, что барстеры это старые системы, в которых магнитное поле успело со временем ослабеть, а пульсары относительно молодые, и потому магнитные поля в них сильнее. Может быть, барстеры когда-то в прошлом пульсировали, а пульсарам еще предстоит вспыхивать в будущем.
С двойными системами связывают и пульсары с самыми короткими периодами (менее 30 миллисекунд) так называемые миллисекундные пульсары. Несмотря на их быстрое вращение, они оказываются не молодыми, как следовало бы ожидать, а самыми старыми.
Возникают они из двойных систем, где старая, медленно вращающаяся нейтронная звезда начинает поглощать материю со своего, тоже уже состарившегося компаньона (обычно красного гиганта). Падая на поверхность нейтронной звезды, материя передает ей вращательную энергию, заставляя крутиться все быстрее. Происходит это до тех пор, пока компаньон нейтронной звезды, почти освобожденный от лишней массы, не станет белым карликом, а пульсар не оживет и не начнет вращаться со скоростью сотни оборотов в секунду. Впрочем, недавно астрономы обнаружили весьма необычную систему, где компаньоном миллисекундного пульсара является не белый карлик, а гигантская раздутая красная звезда. Ученые полагают, что они наблюдают эту двойную систему как раз в стадии «освобождения» красной звезды от лишнего веса и превращения в белого карлика. Если эта гипотеза неверна, тогда звезда-компаньон может быть обычной звездой из шарового скопления, случайно захваченной пульсаром. Почти все нейтронные звезды, которые известны в настоящее время, найдены или в рентгеновских двойных системах, или как одиночные пульсары.
Классификация
Разумеется, нейтронные звезды, как и любые другие объекты, делятся на виды. Хотя учёные установили, что они могут за свою жизнь изменяться.
В основном на их развитие влияют скорость вращения вокруг своей оси и магнитное поле. Так как собственное вращение со временем тормозится, а магнитное поле слабеет, то другие свойства и процессы также меняются.
Нейтронные звезды, их типы и примеры
Радиопульсары или, по-другому, эжекторы обладают высокой вращательной скоростью и сильными магнитными полями. Они, так сказать, выталкивают заряженные релятивистские частицы, излучаемые в радиодиапазоне. Кстати, первым из данного вида звёздных тел открыли радиопульсар PSR B1919+21.
Пульсар
Пропеллеры, напротив, не выделяют заряженные частицы. Однако из-за высокой скорости вращения и силы магнитной области вещество поддерживается над поверхностью. Правда, данный тип светил сложно обнаружить и он мало изучен.
Рентгеновский пульсар или аккретор отличается тем, что в нём вещество попадает на поверхность. Потому как небольшой темп оборотов позволяет ему спускаться, но уже в состоянии плазмы. В свою очередь, она нагревается благодаря магнитному полю. Как следствие, это вещество ярко светится в рентгеновском диапазоне.
А вот пульсация возникает в результате вращения, при котором происходит затмение горячей материи. К примеру, первый аккретор — Центавр X-3 не только имел пульсацию своей яркости, но и постоянно менял период колебаний.
Рентгеновский пульсар
Георотатор имеет малую вращательную скорость, что вызывает приращение массы тела с помощью силы гравитации вещества (газа) из окружающего пространства. Такой процесс, между прочим, называется аккрецией.
Несмотря на это, границы области вокруг небесного тела позволяют магнитному полю удерживать плазму до того, как она окажется на поверхности.
Георотатор
Эргозвезда, на самом деле, представляет собой теоретически возможный тип. По мнению учёных, такой объект может сформироваться при слиянии или столкновении нейтронных звёзд.
Предполагают, что в ней имеется эргосфера, то есть область пространства-времени, расположенная рядом с чёрной дырой. Она, по идее, лежит где-то между горизонтом событий и пределом статичности. Проще говоря, подобные объекты имеют место быть, но это не точно.
Состав
Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер. Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.
Нейтронные звезды в одной картинке
Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.
Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.
Шверн
Вы спрашиваете, есть ли у нейтронной звезды обитаемая зона . Ответ — НЕТ . Либо все растения погибают от недостатка солнечного света, либо слишком жарко, либо вы стерилизованы рентгеновскими лучами.
Чтобы быть обитаемым, вам нужна орбита, на которой достаточно света для фотосинтеза, правильная температура для жидкой воды и не слишком много света высокой энергии (рентгеновские лучи, гамма-лучи), чтобы подавить его поглощение атмосферой (что заставляет вещи даже горячее).
Что касается жидкой воды, вы, вероятно, можете найти ее для нейтронной звезды, она обычно примерно в 1-2 раза больше массы Солнца и тушит около
13
1
3
энергии, поэтому он должен быть ближе, чем Земля, к нашему Солнцу, но не так близко, что нам нужно беспокоиться о том, чтобы его разорвали на части приливные силы на расстоянии около 700000 км .
Я не собираюсь вдаваться в подробности, потому что есть более серьезная проблема: тип излучения.
Типичная нейтронная звезда имеет температуру поверхности
6 ⋅105K
6
⋅
10
5
K
(В 100 раз горячее Солнца). Исходя из этого, мы можем определить, какой тип излучения будет наиболее мощным, используя .
максимальная длина волны =Постоянная смещения Винатемпература поверхности
максимальная длина волны
знак равно
Постоянная смещения Вина
температура поверхности
Как видите, длина волны будет уменьшаться по мере повышения температуры поверхности. Поскольку Солнце излучает много видимого света, а нейтронная звезда в 100 раз горячее, это не пойдет на пользу нашей новой Земле. Когда мы подставляем числа …
максимальная длина волны =2,90 ⋅10- 3К м6 ⋅105K= 4,833 ⋅10- 9м
максимальная длина волны
знак равно
2,90
⋅
10
—
3
К м
6
⋅
10
5
K
знак равно
4,833
⋅
10
—
9
м
Около 5 нанометров, что позволяет нам прочно погрузиться в рентгеновские лучи . Это плохо для жизни.
В то время Солнце вообще не много рентгеновских лучей.
Обратите внимание, что график является экспоненциальным , наше Солнце излучает в миллион раз больше видимого света, чем рентгеновские лучи, наша атмосфера может с этим справиться. Наша нейтронная звезда сдвигает эту линию влево
Максимальный выход будет твердо в рентгеновских лучах. Он будет излучать в миллион раз больше рентгеновских лучей, чем наше Солнце. Он также будет испускать в 1000 раз меньше видимого света, вызывая проблемы для фотосинтеза.
Потому что нейтронная звезда тушит
13
1
3
энергии нашего Солнца, нам нужно только быть немного ближе, чтобы получить достаточно тепла. Но поскольку видимого света в 1000 раз меньше, чем у Солнца, нам нужно быть намного, намного ближе, чтобы фотосинтез работал. Но так близко нас зажжёт жара. Приближение, чтобы получить в 1000 раз больше видимого света, также дает нам в 1000 раз больше рентгеновских лучей, что дает нам в миллиард раз больше рентгеновских лучей от нашего Солнца! Наша атмосфера не может защитить нас от этого, иначе поглощенная энергия, переданная теплу, поджарила бы нас еще больше.
Атмосфера, созданная для решения этой проблемы, должна отражать (а не поглощать) большую часть энергии, исходящей от нейтронной звезды, при этом пропуская почти весь видимый свет, и при этом быть дружественной к жизни, какой мы ее знаем. Я не думаю, что такая атмосфера возможна.
В качестве альтернативы, обдумывая этот ответ , атмосфере необходимо будет преобразовать рентгеновское излучение в видимый свет, оставаясь при этом приемлемым для жизни. Эта реакция, если она правильно сбалансирована, позволит планете генерировать достаточно видимого света для растений и тепла для жидкой воды, одновременно защищая поверхность от рентгеновских лучей. Я не знаю ни одного вещества, которое могло бы это сделать, но я не химик.
- Лекционные заметки профессора Барбары Райден о нейтронных звездах из астрономии 162 в штате Огайо
- Википедия: Нейтронная звезда
Магнетары
Некоторые нейтронные звезды, названные источниками повторяющихся всплесков мягкого гамма-излучения — SGR, испускают мощные всплески «мягких» гамма-лучей через нерегулярные интервалы. Количество энергии, выбрасываемое SGR при обычной вспышке, длящейся несколько десятых секунды, Солнце может излучить только за целый год. Четыре известные SGR находятся в пределах нашей Галактики и только один — вне ее. Эти невероятные взрывы энергии могут быть вызваны звездо-трясениями — мощными версиями землетрясений, когда разрывается твердая поверхность нейтронных звезд и из их недр вырываются мощные потоки протонов, которые, увязая в магнитном поле, испускают гамма- и рентгеновское излучение.
Нейтронные звезды были идентифицированы как источники мощных гамма-всплесков после огромной гамма-вспышки 5 марта 1979 года, когда было выброшено столько энергии в течение первой же секунды, сколько Солнце излучает за 1 000 лет. Недавние наблюдения за одной из наиболее «активных» в настоящее время нейтронных звезд, похоже, подтверждают теорию о том, что нерегулярные мощные всплески гамма- и рентгеновского излучений вызваны звездотрясениями. В 1998 году внезапно очнулся от «дремоты» известный SGR, который 20 лет не подавал признаков активности и выплеснул почти столько же энергии, как и гамма-вспышка 5 марта 1979 года. Больше всего поразило исследователей при наблюдении за этим событием резкое замедление скорости вращения звезды, говорящее о ее разрушении. Для объяснения мощных гамма и рентгеновских вспышек была предложена модель магнетара — нейтронной звезды со сверхсильным магнитным полем. Если нейтронная звезда рождается, вращаясь очень быстро, то совместное влияние вращения и конвекции, которая играет важную роль в первые несколько секунд существования нейтронной звезды, может создать огромное магнитное поле в результате сложного процесса, известного как «активное динамо» (таким же способом создается поле внутри Земли и Солнца). Теоретики были поражены, обнаружив, что такое динамо, работая в горячей, новорожденной нейтронной звезде, может создать магнитное поле, в 10 000 раз более сильное, чем обычное поле пульсаров. Когда звезда охлаждается (секунд через 10 или 20), конвекция и действие динамо прекращаются, но этого времени вполне достаточно, чтобы успело возникнуть нужное поле.
Магнитное поле вращающегося электропроводящего шара бывает неустойчивым, и резкая перестройка его структуры может сопровождаться выбросом колоссальных количеств энергии (наглядный пример такой неустойчивости — периодическая переброска магнитных полюсов Земли). Аналогичные вещи случаются и на Солнце, во взрывных событиях, названных «солнечными вспышками». В магнетаре доступная магнитная энергия огромна, и этой энергии вполне достаточно для мощи таких гигантских вспышек, как 5 марта 1979 и 27 августа 1998 годов. Подобные события неизбежно вызывают глубокую ломку и изменения в структуре не только электрических токов в объеме нейтронной звезды, но и ее твердой коры.
Другим загадочным типом объектов, которые испускают мощное рентгеновское излучение во время периодических взрывов, являются так называемые аномальные рентгеновские пульсары — АХР. Они отличаются от обычных рентгеновских пульсаров тем, что излучают только в рентгеновском диапазоне. Ученые полагают, что SGR и АХР являются фазами жизни одного и того же класса объектов, а именно магнетаров, или нейтронных звезд, которые излучают мягкие гамма-кванты, черпая энергию из магнитного поля. И хотя магнетары на сегодня остаются, детищами теоретиков и нет достаточных данных, подтверждающих их существование, астрономы упорно ищут нужные доказательства.
Окружение нашего Солнца сильно отличается от того, что обычно представляют. Теперь мы знаем, на что это похоже.
Когда мы смотрим на ночное небо, звезды видятся с разной яркостью, цветом и рисунком скоплений. Крайне затруднительно на глаз определить, изолирована ли звезда или является частью множественной системы, крупная она на самом деле или мелкая, расположена рядом или далеко. Все, что мы видим, это насколько ярко она светится и каким цветом.
Оказывается, что большинство звезд, видимых невооруженным глазом, на самом деле очень яркие, голубые и довольно далекие. А как насчет близких соседей? Хотя некоторые из них, такие как Альфа Центавра или Сириус, хорошо видны и неплохо изучены, для обнаружения большинства требуются специальные методы и оборудование.
В 1994 году группа астрономов сформировала RECONS (REsearch Consortium On Nearby Stars, Консорциум по исследованию ближайших звезд), чтобы понять природу звездных соседей Солнца как по отдельности, так и в целом. Они опубликовали последние результаты своей работы – предлагаем самое интересное из исследований ученых.
Звезды Альфа Центавра (вверху слева), включая A и B, являются частью той же тройной звездной системы, что и Проксима Центавра (в кружке). Бета Центавра (вверху справа), почти такая же яркая, как Альфа Центавра, в сотни раз дальше, но по своей природе намного ярче. / Wikipedia
RECONS проводит объемные и сегментарные обзоры доступного космического пространства в поисках объектов, которые, кажется, демонстрируют параллакс (смещение) при просмотре в различные периоды года. Когда Земля вращается вокруг собственного светила, она меняет положение относительно других звезд на небе.
Так же, как «движется» большой палец, если вы держите его на расстоянии вытянутой руки и рассматриваете то левым, то правым глазом, так и ближайшие звезды перемещаются относительно более далекого фона, когда вы смотрите на них с разницей в несколько месяцев.
В начале работы коллаборации RECONS в пределах 10 парсеков была известна 191 звездная система. Теперь их 316.
TJ Henry et al. (2018), https://arxiv.org/pdf/1804.07377.pdf
Измерение этого параллакса позволяет напрямую определять удаленность этих объектов, причем «ближайшие» произвольно определяются как находящиеся в пределах 10 парсеков (32,6 световых года), что примерно соответствует параллаксу 0,1 дюйма (0,254 см).
Мы в 1Gai.Ru тщательно изучили последние исследования космологов, отобрав для вас одни из самых на наш взгляд открытий, которые касаются ближайших, к нашей солнечной системе, звезд.
Вот шесть знаковых открытий на данный момент, которые сделали ученые, изучающие космос.
