Конечная стадия эволюции солнца черная дыра

Конечная стадия эволюции солнца черная дыра

Звезды, как известно, получают свою энергию из реакций термоядерного синтеза, и у каждой звезды рано или поздно наступает момент, когда термоядерное топливо подходит к концу. Чем выше масса звезды, тем быстрее она сжигает все, что может, и переходит на заключительную стадию своего существования. Дальнейшие события могут идти по разным сценариям, какой именно – в первую очередь зависит опять же от массы.
В то время, когда «догорает» водород в центре звезды, в ней выделяется гелиевое ядро, сжимающееся и выделающее энергию. В дальнейшем в нем могут начаться реакции горения гелия и последующих элементов (см. ниже). Внешние слои увеличиваются во много раз под действием увеличившегося давления, идущего из нагретого ядра, звезда становится красным гигантом.
В зависимости от массы звезды, в ней могут протекать разные реакции. От этого зависит, какой состав будет иметь звезда к моменту угасания синтеза.

Белые карлики

Для звезд с массой до примерно 10 M C ядро весит менее 1,5 M C . После завершения термоядерных реакций прекращается давление излучения, и ядро начинает сжиматься под действием гравитации. Сжимается оно до тех пор, пока не начнет мешать давление вырожденного электронного газа, обусловленное принципом Паули. Внешние слои сбрасываются и рассеиваются, образуя планетарную туманность. Первую такую туманность открыл французский астроном Шарль Мессье в 1764 году и занес ее в каталог под номером M27.
То, что получилось из ядра, называется белым карликом. Белые карлики имеют плотностьбольше 10 7 г/см 3 и температуру поверхости порядка 10 4 К. Светимость на 2-4 порядка ниже светимости Солнца. Термоядерный синтез в нем не идет, вся излучаемая им энергия была накоплена ранее.Таким образом, белые карлики медленно остывают и перестают быть видимыми.
У белого карлика еще есть шанс проявить активность, если он входит в состав двойной звезды и перетягивает на себя массу компаньона (например, компаньон стал красным гигантом и заполнил своейй массой всю свою полость Роша). В таком случае может начаться либо синтез водорода в CNO-цикле с помощью углерода, содержащегося в белом карлике, заканчивающийся сбросом внешнего водородного слоя («новая» звезда). Либо масса белого карлика может вырасти настолько, что загорится ее углеродно-кислородная составляющая, волной взрывного горения, идущей из центра. В результате образуются тяжелые элементы с выделением большого количества энергии:

12 С + 16 O → 28 Si + 16.76 МэВ
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92 МэВ

Светимость звезды сильно возрастает в течение 2 недель, затем в течение еще 2 недель быстро спадает, после чего продолжает падать примерно в 2 раза за 50 дней. Основная энергия (около 90%) испускается в виде гамма-квантов из цепочки распада изотопа никеля.Такое явление называется сверхновой 1 типа.
Белых карликов массой в 1.5 и выше масс Солнца не бывает. Это объясняется тем, что для существования белого карлика необходимо уравновесить гравитационное сжатие давлением электронного газа, но происходит это при массах не более 1.4 M C , это ограничение называется пределом Чандрасекара. Величину можно получить как условие равенства сил давления силам гравитационного сжатия в предположении, что импульсы электронов определяются соотношением неопределенности для занимаемого ими объема, а движутся они со скоростью, близкой к скорости света.

Нейтронные звезды

В случае с более массивными ( > 10 M C ) звездами все происходит несколько иначе.Высокая температура в ядре активизирует реакции с поглощением энергии, такие как выбивание протонов, нейтронов и альфа-частиц из ядер, а также e-захват высокоэнергетичных электронов, компенсирующих разницу масс двух ядер. Вторая реакция создает избыток нейтронов в ядре. Обе реакции ведут к его охлаждению и общему сжатию звезды. Когда энергия ядерного синтеза заканчивается, сжатие превращается в почти свободное падение оболочки на сжимающееся ядро. При этом резко ускоряется скорость термоядерного синтеза во внешних падающих слоях, что приводит к испусканию огромного количества энергии за несколько минут (сопоставимую с энергией, которую легкие звезды испускают за все свое существование).
Сжимающееся ядро за счет высокой массы преодолевает давление электронного газа и сжимается дальше. При этом происходят реакии p + e — → n + ν_e, после которых электронов, мешающих сжатию, в ядре почти не остается. Сжатие происходит до размеров в 10 − 30 км, соответствующих плотности, установленной давлением нейтронного вырожденного газа. Падающее на ядро вещество получает отраженную от нейтронного ядра ударную волну и часть выделившейся при его сжатии энергии, что приводит к стремительному выбросу внешней оболочки в стороны. Получившийся объект называется нейтронной звездой. Большую часть (90%) энергии, выделившейся от гравитационного сжатия, уносят нейтрино в первые секунды после коллапса. Вышеописанный процесс называется взрывом сверхновой второго типа. Энергия взрыва такова, что некоторые их них (редко) видны невооруженным глазом даже в дневное время. Первая сверхновая была зарегистрирована китаййскими астрономами в 185 году н.э. В настоящее время регистрируется несколько сотен вспышек в год.
Получившаяся нейтронная звезда имеет плотность ρ

10 14 − 10 15 г/см 3 . Сохранение момента импулься при сжатии звезды приводит к очень малым периодам обращения, обычно в пределах от 1 до 1000 мс. Для обычных звезд такие периоды невозможны, т.к. Их гравитация не сможет противодействовать центробежным силам такого вращения. Нейтронная звезда имеет очень большое магнитное поле, достигающее 10 12 -10 13 Гс на поверхности, что приводит к сильному электромагнитному излучению. Несовпадающая с осью вращения магнитная ось приводит к тому, что в заданное направление нейтронная звезда посылает периодические (с периодом вращения) импульсы излучения. Такая звезда называется пульсаром. Этот факт помог их экспериментальному открытию и используется для обнаружения. Обнаружить нейтронную звезду оптическими методами намного сложнее из-за малой светимости. Период обращения постепенно уменьшается из-за перехода энергии в излучение.
Внешний слой нейтронной звезды состоит из кристаллического вещества, в основном железа и соседних с ним элементов. Большая часть остальной массы — нейтроны, в самом центре могут находиться пионы и гипероны. Плотность звезды растет к центру и может достигать величин, заметно больших плотности ядерной материи. Поведение материи при таких плотностях плохо изучено. Существуют теории о свободных кварках, в том числе не только первого поколения, при таких экстремальных плотностях адронной материи. Возможны сверхпроводимое и сверхтекучее состояние нейтронного вещества.
Существует 2 механизма охлаждения нейтронной звезды. Один из них – излучение фотонов, как и всюду. Второй механизм – нейтринный. Он преобладает до тех пор, пока температура ядра выше 10 8 K. Обычно это соответствует температуре поверхности выше 10 6 K и длится 10 5 −10 6 лет. Существует несколько способов излучения нейтрино:

1. Прямой урка-процесс
   n → p + e — + _e
   p + e — → n + ν_e
   Этот процесс невозможен в идеальном вырожденном газе вследствие закона сохранения импульса (требуется p F (n) F (p) + p F (e)). В реальных условиях в центре нейтронной звезды процесс все же допускается. Это самый эффективный процесс испускания нейтрино.
2. Модифицированный урка-процесс
   N + n → N + p + e — + _e
   N + p + e — → N + n + ν_e
   В реакции участвует дополнительный нуклон. Он избавляет от ограничений, связанных с импульсом нейтрона, но необходимость участия дополнительной частицы снижает скорость протекания реакции и делает ее требовательнее к температуре. Это основной механизм охлаждения нейтронных звезд.
3. Тормозное излучение
   N + N → N + N + ν +
   e + e → e + e + ν +
   Этот процесс слабее урка процессов. Но при наличии сверхтекущести урка-процессы будут подавлены, и этот становится важным.
4. Испускание нейтрино при куперовском спаривании
   N → N + ν +
   Нуклон испускает пару при переходе через щель в энергетическом спектре сверхтекучего вещества. Важен при наличии сверхтекучести.

Черные дыры

В случае, если масса исходной звезды превышала 30 масс Солнца, то образующееся во взрыве сверхновой ядро будет тяжелее 3 M C . При такой массе давление нейтронного газа больше не может сдерживать гравитацию, и ядро не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжает коллапсировать (тем не менее, экспериментально обнаруженные нейтронные звезды имеют массы не более 2 масс Солнца, а не трех). На этот раз коллапсу уже ничего не помешает, и образуется черная дыра. Этот объект имеет чисто релятивистскую природу и не может быть объяснен без ОТО. Несмотря на то, что вещество, по теории, сколлапсировало в точку − сингулярность, черная дыра имеет ненулевой радиус, называемый радиусом Шварцшильда:

Радиус обозначает границу непреодолимого даже для фотонов гравитационного поля черной дыры, называемую горизонтом событий. К примеру, радиус Шварцшильда Солнца − всего 3 км. Вне горизонта событий гравитационное поле черной дыры такое же, как поле обычного объекта ее массы. Наблюдать черную дыру можно только по косвенным эффектам, так как сама она сколько-нибудь заметной энергии не излучает.
Несмотря на то, что покинуть горизонт событий ничто не может, черная дыра все же может создавать излучение. В квантовом физическом вакууме постоянно рождаются и исчезают виртуальные пары частица-античастица. Сильнейшее гравитационное поле черной дыры может успеть провзаимодействовать с ними до того, как они исчезнут, и поглотить античастицу. В случае, если полная энергия виртуальной античастицы была отрицательна, черная дыра при этом теряет массу, а оставшаяся частица становится реальной и получает энергию, достаточную, чтобы улететь из поля черной дыры. Это излучение называется излучением Хокинга и имеет спектр абсолютно черного тела. Ему можно приписать некоторую температуру:

Влияние этого процесса на массу большинства черных дыр ничтожно по сравнению с той энергией, которую они получают даже от реликтового излучения. Исключение составляют реликтовые микроскопические черные дыры, которые могли образоваться на ранних стадиях эволюции Вселенной. Малые размеры ускоряют процесс испарения и замедляют процесс набора массы. Последние стадии испарения таких черных дыр должны заканчиваться взрывом. Подходящих под описание взрывов зарегистрировано ни разу не было.
Вещество, падающее на черную дыру, нагревается и становится источником рентгеновского излучения, которое служит косвенным признаком наличия черной дыры. При падении на черную дыру вещества с большим моментом импульса оно образует вращающийся аккреционный диск вокруг нее, в котором частицы теряют энергию и момент импульса перед падением на черныю дыру. В случае с сверхмассивной черной дырой, возникают два выделенных направления вдоль оси диска, в которых давление испускаемого излучения и электромагнитные эффекты ускоряют выбившиеся из диска частицы. Это создает мощные струи вещества в обе стороны, которые также можно зарегистрировать. По одной из теорий, именно так устроены активные ядра галактик и квазары.
Вращающаяся черная дыра представляет собой более сложный объект. Своим вращением она «захватывает» некоторую область пространства за горизонтом событий («Эффект Лензе-Тирринга»). Эта область называется эргосферой, ее граница называется пределом статичности. Предел статичности представляет собой эллипсоид, совпадающий с горизонтом событий в двух полюсах вращения черной дыры.
Вращающиеся черные дыры имеют дополнительный механизм потери энергии через передачу ее частицам, попавшим в эргосферу. Такая потеря энергии сопровождается потерей момента импульса и замедляет вращение.

Источник

Конечная стадия эволюции солнца черная дыра

Финальные стадии звездной эволюции. Возникновение нейтронных звезд

Автор работы награжден дипломом победителя III степени

С раннего детства меня притягивал вид звездного неба. Рассматривая звезды, я задавалась вопросом: «Что происходит со звездами, когда заканчивается их жизненный цикл? Превращаются ли они в черные дыры, в нейтронные звезды, а может просто – исчезают бесследно?». Эти вопросы были актуальны еще и в глубокой древности. Так, во многих древних мифологиях звезды считали душами людей. Думали, что при рождении на Земле человека, одновременно появляется и новая звездочка на небе. Она сопровождает человека на протяжении всей его жизни, «освещает его жизненный путь» и умирает вместе с ним. А в Древнем Египте полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Современные представления о звездах сильно изменились, но вопрос о конечной судьбе звезд не потерял своей актуальности. Ведь живя в этом мире, мы связаны с теми явлениями и процессами, которые происходят в космосе. Поэтому основная цель данной работы – разобраться в конечной стадии эволюции звезд, выяснить, что происходит в финале с каждой звездой, а также, в частности, с нашим Солнцем, узнать, какие звезды превращаются в нейтронные.

Для достижения этой цели поставила перед собой ряд задач:

1. Изучить специальную литературу по выбранной теме.

2. Углубить свои знания по теории нейтронных звезд, познакомиться с их видами.

3. Разобраться при каком условии звезда может стать нейтронной.

4. Рассмотреть другие возможные финалы звездной эволюции.

5. Вычислив шварцшильдовский радиус некоторых звезд, определить размеры, при которых звезда становится черной дырой.

Практическая значимость данной работы заключается в том, что изученный материал можно использовать в учебных целях на уроках физики и астрономии. Разобраться с поставленными задачами помогла изученная литература 2.

1. Строение и появление нейтронных звезд.

В 1937 году советский физик Лев Давидович Ландау создал модель образования нейтронной звезды из звезды большой массы. Согласно его теории у массивных звезд после исчерпания источников термоядерной энергии под действием колоссальных сил гравитации электроны атомов притягиваются к протонам ядра, в результате чего образуются нейтроны. Полученная совокупность нестабильных нейтронов имеет большую массу и сравнительно небольшой размер – десятки километров, а, также высокую плотность, достигающую 10 14 — 10 15 г/см 3 .

Теория известного физика неоднократно подтверждалась в дальнейшем. Сейчас уже хорошо известно, что нейтронные звезды являются результатом сжатия гигантов и сверхгигантов с массами, превышающими 10 масс Солнца. Появление звезды можно охарактеризовать так: на каком-то этапе масса ядра звезды превышает 1,4 солнечной массы. Это число, предел Чандрасекара, является верхним пределом массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает это число, то она становится нейтронной звездой. В этот момент нарушается равновесие между гравитацией ядра, притягивающей внешнюю оболочку звезды, и давлением электронов, препятствующим сжатию. Звезда начинает сжиматься — коллапсировать. При этом происходит резкое уплотнение вещества в ядре, которое сопровождается увеличением температуры. Начинается захват электронов протонами и образование нейтронов (с выбросом нейтрино). Процесс продолжается до тех пор, пока ядро практически полностью будет состоять из нейтронов.

Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой, в результате которой освобождается огромное количество энергии.

Состав нейтронных звёзд изучили только теоретически и с помощью математических расчетов. Но известно уже многое. Эти звёзды состоят, в основном, из плотно упакованных нейтронов. Толщина их атмосферы составляет несколько сантиметров, но именно в ней находится все её тепловое излучение. За атмосферой располагается плотная кора, состоящая из ионов и электронов. Центром нейтронной звезды является нейтронное ядро. Зарождаясь, нейтронная звезда имеет очень высокую температуру — около 10 11 K (приблизительно на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она быстро падает благодаря нейтринному охлаждению. За пару минут температура снижается с 10 11 до 10 9 K, за сто лет — до 10 8 K. Результатом понижения температуры является резкое снижение нейтринной светимости, а это ведет к замедлению процесса охлаждения за счёт фотонного излучения поверхности. Температура поверхности нейтронных звёзд – около 10 5 —10 6 K. Невзирая на свой небольшой диаметр — примерно 20 км, нейтронные звезды имеют массу в 1,5 раза больше массы Солнца. Следовательно, они являются невероятно плотными. Сила тяжести нейтронной звезды настолько огромна, что человек весил бы там почти около миллиона тонн. Согласно расчётам, нейтронные звёзды обладают очень большим магнитным полем, которое может достигать 1млн. гаусс. Для сравнения — на Земле оно составляет 1 гаусс.

Наружный слой является магнитосферой, состоящей из разрежённой электронной и ядерной плазмы, пронизанной мощным магнитным полем звезды. Там зарождаются радиосигналы, являющиеся отличительной чертой пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, которые двигаются по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. Может возникать излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, а, также, излучение на высоких частотах. [2, 4]

2. Виды нейтронных звезд.

Нейтронные звезды характеризуют два важных параметра — величина магнитного поля и период вращения. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле становится очень слабым. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Существует несколько типов нейтронных звёзд: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.

Эжектор (радиопульсар) имеет сильные магнитные поля и маленький период вращения. Его магнитное поле вращается с той же угловой скоростью, что и нейтронная звезда. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля близка к скорости света. Этот радиус называют радиусом светового цилиндра. За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, которые двигаются вдоль линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать на бесконечность. Нейтронная звезда данного типа эжектирует (извергает, выталкивает) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.

У пропеллеров скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Но она всё ещё велика, и, материя, окружающая нейтронную звезду, захваченная магнитным полем, не может упасть, поэтому не происходит приращения массы за счет гравитационного притяжения. Такие нейтронные звёзды очень сложно наблюдать, поэтому они мало изучены.

Скорость вращения аккретора (рентгеновский пульсар) снижается до таких значений, что веществу ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, невелика — приблизительно 100 метров. Это горячее пятно в результате вращения звезды периодически пропадает из поля видимости. Именно по этой причине кажется, что нейтронная звезда пульсирует. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Четвёртый тип – это георотатор. Его отличает самая маленькая скорость вращения, что способствует гравитациоют – увеличение массы. Такой процесс называется аккрецией. Размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм срабатывает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип и получил своё название. [1, 3]

3. Финальная стадия эволюции звезд малой массы.

Массивность звезд является необходимым условием для слипания электронов и протонов. Если масса звезды меньше предела Чандрасе́кара, то ее гравитации будет недостаточно для образования нейтронной звезды. Такая звезда либо будет постепенно испаряться (если масса ядра не превышает половины массы Солнца), либо становится белым карликом. Это звезда, заканчивающая свой цикл эволюции. После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, её ядро сжимается и разогревается. Под действием высоких температур расширяются внешние слои. Звезда становится красным гигантом. Внешняя оболочка разрежена, а, значит, имеет очень слабую связь с ядром. В результате происходит ее рассеивание в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая из гелия. Это и есть белый карлик. Звезда лишена собственного источника термоядерной энергии, поэтому ее отличает едва заметный, тусклый свет, который излучается до полного ее остывания.

4. Образование черных дыр из массивных звезд

Возможен и еще один вариант конечной стадии звезды. Если ее масса будет так велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного сжатия, то такая звезда закончит свой жизненный цикл образованием черной дыры. При сжатии их гравитационное поле всё сильнее уплотняется. В результате звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в дальнейшем в черную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звезд он составляет несколько десятков километров. Для Солнца — примерно 3 км. Вычисляется по формуле:

Здесь M – масса звезды, r_g – радиус Шварцшильда, G – гравитационная постоянная.

Существует такое понятие, как предел Оппенгеймера-Волкова. верхний предел массы нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру. Если масса нейтронной звезды меньше этого значения, давление вырожденного нейтронного газа может компенсировать силы гравитации. Одновременно предел Оппенгеймера — Волкова является нижним пределом массы чёрных дыр, образующихся в ходе эволюции звёзд. Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова составляют 1,6—3 масс Солнца. [5]

5. Образование черных дыр из нейтронных звезд. Вычисление гравитационных радиусов звезд.

Черные дыры образуются в результате вспышки сверхновой массивных звезд, Но, существует гипотеза образования черных дыр и из нейтронных звезд. Необходимо, чтобы нейтронная звезда входила в двойную звездную систему. В этом случае она сможет увеличить свою массу за счет компаньона. Как только ее масса станет достаточной, опять произойдет коллапс, в результате которого образуется черная дыра.

В качестве примера можно привести пульсар PSR B1957+20 «Чёрная вдова». Этот пульсар имеет спутник – коричневый карлик. Под воздействием пульсара масса спутника уменьшается. Наблюдая за спектром карлика, учёные из университета Торонто (U of T) и Калифорнийского технологического института (Caltech), подсчитали увеличивающую массу пульсара. Весит «Чёрная вдова», скорее всего, как 2,4 массы Солнца. [6]

Вычислим радиус Шварцшильда для этого объекта:

При достижении PSR B1957+20 такого радиуса, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. А, значит, пульсар станет черной дырой.

Применяя данную формулу, можно провести расчеты для других, массивных звезд, которые, возможно, станут черными дырами. Например, для звезды Вольфа-Райе R136a2 , радиус Шварцшильда равен

Эта звезда находится в Большом Магеллановом Облаке, обладает очень большой массой – в 195 раз превышает массу Солнца, поэтому, в далеком будущем, она, вероятно, станет черной дырой.

Исходя из выше изложенного, можно сделать следующие выводы о финальной стадии различных звезд:

— если масса ядра звезды так мала, что не превышает половины массы Солнца, то после прекращения термоядерных реакций, они просто постепенно остывают, слабо излучая в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. К таким звездам относятся, например, красные карлики.

— если масса ядра звезды не превышает предел Чандрасекара, то звезду ожидает другой достаточно спокойный конец. Сначала она расширяется, становясь красным гигантом, а, затем, сбрасывая внешние слои, превращается в белый карлик. Эта гелиевая звезда излучает тусклый свет много сотен миллионов лет, пока полностью не остынет. Так заканчивает свое существование большинство звезд. Наше Солнце в будущем – это тоже белый карлик.

— если масса ядра звезды превышает предел Чандрасекара — 1,44 солнечной массы, то в дальнейшем, в процессе сжатия, она становится нейтронной звездой. Эти звезды невелики, диаметр составляет всего несколько десятков километров, но очень плотные, поскольку их ядра состоят из нейтронов. С потерей энергии у таких звезд со временем увеличивается период вращения вокруг оси, но уменьшается магнитное поле. А, значит, за протяженность своей жизни, нейтронные звезды постепенно изменяют свой тип, поочередно проходя каждый: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.

— если звезда имеет гигантскую массу, превышающую предел Оппенгеймера – Волкова, то после взрыва может остаться объект, масса которого превышает допустимый максимум для нейтронной звезды и гравитационное сжатие продолжится. Для любой сжимавшейся звезды можно вычислить радиус, достигнув которого, она становится черной дырой. Этот радиус называется радиусом Шварцшильда.

Важно отметить, что образовавшиеся нейтронные звезды не могут иметь очень большую массу. Как правило, она не превосходит трех масс Солнца. Но иногда наблюдаются случаи, когда не очень массивная нейтронная звезда увеличивает свою массу до такой, при которой вновь происходит ее сжатие и образование черной дыры. Это состояние называют “тихим” коллапсом. В данной работе рассматривается гипотеза превращения в черную дыру пульсара PSR B1957+20 «Чёрная вдова», увеличение массы которого происходит за счет компаньона – коричневого карлика. Здесь проведены расчеты радиуса Шварцшильда.

Отвечая на поставленные вопросы нельзя не сознавать, что ответы не могут быть однозначными. В научной среде существует множество гипотез о дальнейшей судьбе звезд, и лишь дальнейшие наблюдения за звездами и изучение научной литературы позволят до конца с ними разобраться. Считаю, что выбранная тема интересна и актуальна, ведь наша планета входит в солнечную систему, а, значит, от дальнейшей эволюции звезд многое зависит и на Земле.

Список использованных источников и литературы

Источник