Авиационная бортовая радиолокационная станция (БРЛС) — система бортового радиоэлектронного оборудования (БРЭО), предназначенная для обнаружения воздушных, морских и наземных объектов методом радиолокации, а также для определения их дальности, размерности и вычисления параметров движения. Бортовые авиационные РЛС условно делятся на метеонавигационные локаторы, РЛС обзора земной или водной поверхности и радиолокационные прицелы (функции часто совмещаются). По направленности действия — на РЛС переднего, бокового или заднего обзора. В конструкции бортовых РЛС могут применяться гиростабилизированные платформы. К авиационным бортовым РЛС предъявляются противоречивые требования высоких ТТХ при минимальном весе и габаритах, высокой надёжности в условиях перепадов давления, температуры и знакопеременных ускорений. Их характеризует высокая техническая сложность, плотная компоновка монтажа, большая стоимость. История Сведения о новейших авиационных РЛС всегда относились к особо секретным, поэтому в конкурирующих странах эта тематика, как правило, развивалась независимо. Великобритания Исследования возможности применения радиолокации на борту самолёта начались в середине 1930-х годов в Великобритании. Опытный образец БРЛС впервые был испытан в 1937 году на самолёте Avro Anson, продемонстрировав дальность около 1 мили (1,6 км) в режиме «воздух — воздух» и до 3 миль по кораблям в океане. Первая серийная БРЛС появилась в июле 1940 года на лёгких бомбардировщиках Bristol Blenheim. Она работала в диапазоне метровых волн и позволяла обнаружить аналогичный самолёт на расстоянии от 500 м до 6 км с точностью наведения ±5°. Комплект аппаратуры весил около 100 кг. США В середине 1941 года БРЛС «AI Mk. IV» была продемонстрирована представителям американских ВВС. В небольшом количестве под обозначением «SCR-540» она производилась по лицензии компанией Western Electric и устанавливалась на тяжёлые ночные истребители Douglas P-70, однако к моменту готовности серийного производства в США эта БРЛС уже устарела. В мае 1942 года в воздух впервые был поднят американский ночной истребитель Northrop P-61 Black Widow, специально рассчитанный на использование поисково-прицельной БРЛС типа SCR-720A (развитие наземной SCR-268). CCCР В 1940 году генерал инженерно-авиационной службы С. А. Данилин, несколько лет занимавшийся вопросами создания систем радионавигации и слепой посадки самолётов, предложил использовать радиолокационные принципы в бортовой аппаратуре для обнаружения бомбардировщиков противника и ведения по ним прицельного огня независимо от условий оптической видимости. В начале 1941 года под руководством А. Б. Слепушкина в НИИ радиопромышленности был создан лабораторный макет первой БРЛС «Гнейс-1», работавшей в сантиметровом диапазоне (длина волны 15—16 см). После начала войны проектирование бортовой станции пришлось переключить на излучатели метрового диапазона — они были значительно лучше освоены промышленностью. Под руководством А. А. Фина, затем — В. В. Тихомирова, ранее создавших стационарную РЛС ПВО «Пегматит», была создана БРЛС «Гнейс-2». Она работала на волне 1,5 м с мощностью излучения до 10 кВт, длительностью импульса 2—2,5 мкс и частотой посылок 900 Гц. С её помощью самолёт-бомбардировщик мог быть обнаружен за 3,5—4 км с точностью наведения ±5° по угловым координатам. В конце 1942 года БРЛС «Гнейс-2» была впервые применена в боях под Москвой и под Сталинградом, а 16 июня 1943 года её приняли на вооружение. К концу 1944 года выпущено более 230 комплектов «Гнейс-2». В другом конструкторском бюро НИИ РП под руководством В. В. Мигулина и П. Н. Куксенко велась альтернативная разработка БРЛС «ПНБ» («прибор ночного боя»). На испытаниях в начале 1943 года она показала максимальную дальность 3—5 км при «мёртвой» зоне 150—250 м. Из-за меньшей технологичности «ПНБ» не передавалась в производство, но некоторые её решения были реализованы в БРЛС «Гнейс-2М». В 1944 году была предъявлена на испытания БРЛС «Гнейс-5» (руководитель разработки Г. А. Зонненштраль). Она показала дальность обнаружения 7 км при высоте полёта цели 8000 м («мёртвая» зона 150—200 м), точность наведения ±2—4° в горизонтальной плоскости и угол обзора 160° в вертикальной плоскости. Кроме того, с расстояния до 90 км она обеспечивала привод своего истребителя к специальному маяку. «Гнейс-5» работала на волне 1,43 м с мощностью излучения 30 кВт, комплект аппаратуры весил 95 кг. Специальный индикатор, установленный в кабине пилота и дублирующий данные воздушной обстановки, позволял ему самостоятельно выводить самолёт в атаку. Во второй половине 1945 года «Гнейс-5» была принята на вооружение и запущена в серийное производство. По инициативе генерала Е. Я. Савицкого были организованы летающие радиолокационные классы — аппаратура «Гнейс-5» устанавливалась на военно-транспортном самолёте, и группа лётчиков могла одновременно тренироваться в лётных условиях. Во второй половине 20-го века разработкой БРЛС для авиации занимались: НИИ-20 (Телемеханический институт № 20) — единственная в СССР организация, которая в годы ВОВ занималась РЛ техникой, и первая в СССР, которая занялась первой бортовой РЛС для самолётов — «Гнейс-1» (1941 год). В НИИ-20 была разработана вся линейка РЛС серии «Гнейс», также осуществлялось мелкосерийное производство станций «Гнейс-2, -4». ЦКБ-17 (затем НИИ-17 п/я 1395 и Московский НИИ приборостроения п/я А-7866). Первый в СССР специализированный НИИ по самолётной радиолокации образован в 1944 году. Разработано: РЛ-прицел «Рубидий», ПРС-1 «Аргон», «Кадмий»; РЛС обнаружения: «Топаз», «Селен»; БРЛС: «Торий», «Торий-2, -А» (АР-15), «Коршун» (АР-31), «Изумруд» РП-1 (АР-18), «Изумруд-2, -2М», РП-6 «Сокол» (АР-36) для Як-25; Б-002 для МиГ-25РБ; комплексы разведки БКР-1 с РСА М101 «Штык» для Су-24МР, БКР-2; самолетные РСА М100 для Су-24МР, М100М, «Булат» для Як-28; бокового обзора «Сабля» (изд. «122») для МиГ-25РБС (1971), «Шомпол» для МиГ-25РБШ (1981); РЛС мягкой посадки «Планета» для КА «Луна-9, -13»; комплекс наблюдения «Открытое небо»; (2001 год); РТК для самолетов ДРЛО: «Лиана» для Ту-126, «Шмель» для А-50, «Шмель-2, -К, -НВ», Э-300 для Ан-71, для А-50М, Э-700 «Квант» для Як-44, вертолетный «Дозор-СВ»; РТК для аэростатного комплекса; аппаратура «Свидетель» приема информации с А-50, аппаратно-программный комплекс Р-ДВО обработки и воспроизведения этой информации и мн. др. ОКБ-339 при заводе №339 (затем преобразовано в НИИ аппаратостроения МРП п/я 2264, НИИ радиостроения МАП п/я А-1427; преобразован в НКО «Фазотрон», см. ниже). Разработка: БРЛС «Барий», «Магний», «Ротор-С», «Протон», «Сокол» для Як-25, «Сокол-2», «Сокол-2К», «Пантера-2» (проект) для комплекса Як-35МВ, «Орел» для Су-11, «Орел-Д» для Як-28П, «Смерч» для Ту-28-80, «Смерч-А, -А2» для МиГ-25П, «Коршун», «Тайфун» и «Тайфун-М» для Су-15ТМ, «Сапфир-21» для МиГ-21, «Сапфир-23» для МиГ-23, С-23Д3, «Сапфир-25» для МиГ-25ПД, Н-003, Н-006, Н019 для МиГ-29, Н019М для МиГ-29С, Н010 «Жук» для МиГ-29М, «Жук-АЭ» с АФАР для МиГ-35, «Жук-МЭ» для МиГ-29К, «Жук-МФЭ» для МиГ-29СМТ, «Жук-МСФЭ» («Сокол») для Су-27КУБ, «Жук-МСЭ» для Су-30МК3, «Жук-8II» для F-IIM», Н014 для «1-42»; «Копье», «Копье-А» для Ми-28, «Копье-21И» для МиГ-21бисUPG, «Копье-М» для Су-25, «Арбалет» для Ка-52, М002 (для «48М»), СУВ-29 для МиГ-29. Научно-конструкторское объединение аппаратостроения «Фазотрон» (п/я Р-6309). Образовано в 1969 году как головная организация разработки РЛС для самолетов, вертолетов, ЗРПК, метеорадаров, систем управления вооружением, головок самонаведения для ракет и т. п. Научно-производственное объединение «Вега» МРП СССР, п/я М-5699 (в н.в. ОАО «Концерн «Вега»). Было образовано в 1980 году для разработки, производства, модернизации и утилизации РЛ систем, систем разведки и управления наземного, авиационного и космического базирования. Ленинградский НИИ-131 (открытое название ВНИИ «Марс», условное наименование «п/я Р-6808»). На базе НПО «Марс» с ВНИИРЭС создано НПО «Ленинец» (в 1983 году). Разработка: РЛС «ПН», «ПНА», «ПНМ» (Ту-22, Ту-22М), «Гроза-86» (Ил-86), прицельно-обзорная РЛС А822 и радиолокатор А822-10 для Ан-124, РЛС «Обзор» для Ту-95, Ту-22МР и Ту-160; ППК «Беркут» (Ил-38 и Ту-142), ПНС «Пума» (Су-24), ПНПК «Купол» (Ан-22 и Ил-76), РЛС бокового обзора «Торос» и «Игла», и др. Киевский НИИ радиоэлектроники (КНИИРЭ) ГКРЭ, п/я 24, НИИ, НПО «Квант» МСП, Государственный НИИ «Квант» (УССР, г. Киев ул. Димитрова, 5). Создана система целеуказания МРСЦ-1 «Успех». ОКБ-483 при заводе № 483 (УССР, г. Киев, п/я 24). Созданы РЛ прицелы: РБП-3, «Инициатива», «Инициатива-2» для Ту-98 и Ил-54, «Инициатива-4» для Як-28И, «Самшит» для Ил-28 и Ил-54 Научно-производственное объединение «Взлёт» Министерства радиопромышленности СССР (предприятие А-3158). НПО проводило разнообразные натурные испытания и отработку новых изделий радиопромышленности, для чего было создано более 300 летающих лабораторий. НПО имело собственную лётно-испытательную базу МРП в г. Ахтубинске (предприятие М-5108), также имелись лётно-испытательные базы в г. Обнинск (Ермолинская лётно-испытательная база МРП, А-1650), г. Жуковский (Кратовская лётно-испытательная база МРП, Р-6177) и г. Феодосия (Крымская летно-испытательная база НПО «Взлёт» МРП, В-2327); метеополигон НПО «Вега» МРП, п/я Ю-9527 (г. Малоярославец Калужской обл.) и лабораторию по микрофильмированию: Малоярославецкий приборный завод МРП, п/я Р-6835 (г. Малоярославец Калужской обл.) и др. Изготовители БРЛС: Первое предприятие в СССР, специализирующееся на самолётных РЛС — московский завод № 339 НКАП. В соответствии с постановлением ГКО № 4314сс от 12.10.1943 г. и пр. № 667сс от 5.11.1943 г. завод специализирован на серийном производстве самолетных РЛ приборов, установок для обнаружения самолетов и приборов для настройки и регулировки РЛС. Производство: РЛС «Гнейс», «Барий», «Магний», «Ротор», «Сокол» и др. Рязанский государственный приборный завод МРП, В-2519 (ОАО «Государственный Рязанский приборный завод», почтовый адрес: 390000 г. Рязань, Главпочтамт ул.


wikipedia

И́ва коре́йская () — вид цветковых растений из рода семейства . Распространение и экология В природе ареал вида охватывает Корею и Китай (провинции Ганьсу, Хэбэй, Хэйлунцзян, Гирин, Ляонин, Шэньси и Шаньдун). Произрастает по склонам и долинам рек. Ботаническое описание Дерево высотой до 10—20 м, диаметром ствола до 1—1,5 м и толстая, неправильно потрескавшаяся корой. Ветви серо-бурые или буро-зелёные, ломкие; годовалые — прижато-волосистые или голые. Почки яйцевидные, длиной 2,5 мг. Прилистники косо-яйцевидные, длиной 3—6 мм, шириной 2—3,5 мм, железисто-пильчатые или почти цельнокрайные, сверху зелёные, снизу сизые. Листья линейно-ланцетные или ланцетно-продолговатые, длиной 9—13 см, шириной 1,6—3,8 см, сверху зеленые, прижато-волосистые или почти голые, снизу с сизым налётом, по краю железистопильчатые, на верхушке длинно-заострённые, на сверху желобчатые, прижато-волосистые черешках длиной 0,6—1,3 см. Серёжки узко цилиндрические, диаметром 6—8 мм, густоцветковые, сидячие, мужские длиной 1—3 см, женские — 0,7—1,5 см. Прицветные чешуи яйцевидно-продолговатые, островатые, почти белые. Тычинки в числе двух, с почти белыми, свободными или в основании сросшимися нитями и кирпично-красные или красные, двугнездными пыльниками; нектарники в числе двух, задний длиной около 0,7—0,8 мм, передний — около 0,5—0,7 мм. Завязь яйцевидная, сидячая, с четырёхраздельными, красноватым рыльцем. Цветение в мае. Таксономия Вид Ива корейская входит в род семейства порядка . Примечания Литература Ива Флора Восточной Азии


Троицкая надвратная церковь — православный храм, оформляющий главный вход в Киево-Печерскую лавру. Возведён в начале XII века, после чего неоднократно реконструировался. История Построена церковь была в 1106—1108 годах как часть фортификаций Лавры, над главным входом в подземный монастырь. Церковь была основана внуком князя черниговского и великого князя киевского Святослава Ярославича, который отказался от своего княжеского статуса и стал монахом Печерского монастыря 17 ноября 1106 года под именем Николай Святоша. Николай 36 лет был монахом, и основал в Лавре больницу. После значительного разрушения Успенского собора во время монгольского нашествия в 1240 году, Троицкая надвратная церковь стала главной церковью монастыря. В 1699 году в Троицкую церковь перенесён древний образ Казанской Божией Матери который находился на Золотых воротах. В 1957—1958 годах в церкви проводились реставрационные работы, включая работы по восстановлению утерянных элементов декора, позолоту свода и ретуширование внешних картин. Архитектура Церковь расположена над Святыми вратами, которые являются главным входом в монастырь. Возле входа находятся комнаты для караульных. Церковь вклинивается между стенами монастыря, помогая защищать ворота. Наружные поверхности стен монастыря, ведущих к воротам, покрыты фресками. Они были полностью обновлены в 1900—1901 годах Д. Сониным и другими. Троицкая надвратная церковь разделена на три нефа, каждый из которых содержит сферические апсиды. Внешняя каменная лестница ведёт в церковь. Троицкая надвратная церковь является типичной каменной церковью времён Киевской Руси. Домонгольскую кладку можно видеть на южном фасаде здания. В 17-18 столетиях мастер Стефанович произвёл реконструкцию, и церковь была обновлена в стилистике украинского барокко. Именно во время этой реконструкции на церкви появились грушевидные купола, тогда же было обновлено её художественное убранство. Сильнейшим акцентом внутреннего убранства Троицкой надвратной церкви является деревянный позолоченный иконостас, выполненный в 1734 г. лаврскими сницарями Иваном Опанасовым и Яковом Оветко в стиле украинского барокко. Он изготовлен из липы в технике «сквозной резьбы» и расписан мастерами малярни Никольского больничного монастыря. Интерьер церкви дополняет паникадило на 16 свечей, отлитое в 1724 г. Его вес составляет 664 кг. Стенопись Троицкой надвратной церкви — ценнейший памятник украинского монументального искусства 20-30-х гг. ХVІІІ в. Она выделяется безупречным рисунком, сочностью и выразительностью красок, высоким композиционным мастерством, включает в себя более 100 композиций и представляет собой своеобразный богословский трактат в цветах, в котором православное догматическое учение о церкви изложено художественным языком эпохи барокко, с присущими ему поэтическими и эстетичными приемами. Иконографическая программа росписей с её тщательно разработанной богословской концепцией была создана совместно лаврскими малярами, иконописцами и богословами. На западной стене центрального нефа находится композиция «Первый Вселенский (Никейский) собор», посвященную новому этапу в развития христианства — церковному съезду в Никее в 325 году. Вдоль этой стены — ряд деревянных скамей, изготовленных в 30-е гг. ХVІІІ в., спинки которых украшены живописными пейзажами. Эти стасии (или скамьи) предназначались для престарелых и больных монахов Никольского больничного монастыря. Пол церкви устлан фигурными чугунными плитами, отлитыми на брянских заводах Демидовых в 1732 году. Примечания Ссылки Храмы Киево-Печерской лавры К Киев Ворота Украины Памятники архитектуры Украины национального значения Православные храмы XII века


Отто фон Эрдмансдорф (, полное имя Отто Бернгард Густав фон Эрдмансдорф; 22 октября 1888, Дрезден, Германская империя — 30 декабря 1978, Штарнберг, Верхняя Бавария, ФРГ) — дипломат, руководящий сотрудник Имперского министерства иностранных дел Германии. Биография Сын подполковника. Образование получил в Гренобльском, Мюнхенском, Кильском и Лейпцигском университетах. После окончания учёбы служил референтом в Кёнигштайне, Дрездене, а также в германских миссиях в Китае. Участник Первой мировой войны, обер-лейтенант. В 1918 году вернулся на государственную службу, ассистент. В 1918—1919 годы — на службе в Министерстве иностранных дел, секретарь посольства в Риге, поверенный в делах. В 1920—1923 годы был секретарём германского посольства в Мехико. В 1923—1928 годах в ранге советника посольства служил в центральном аппарате Имперского министерства иностранных дел Германии и «Бюро рейхспрезидента» (канцелярия президента Германии). В 1928—1929 годах — советник германского посольства в Пекине, в 1929—1933 года — советник германского посольства в Токио. После прихода нацистов к власти в 1933 году был переведён в Берлин, где в ранге диригента стал одним из руководителей Восточно-Азиатского отдела МИДа. С 11 мая 1937 года — посланник Германии в Венгрии, добивался вовлечения Венгрии в зону влияния Германии. В русле политики рейхсминистра иностранных дел Иоахима фон Риббентропа по замене профессиональных дипломатов старой школы на убеждённых нацистов в июле 1941 года был заменён Дитрихом фон Яговом. С сентября 1941 года и до конца войны — министериальдиригент, заместитель начальника Политического отдела МИДа Эрнста Вёрмана. После капитуляции Германии арестован. В качестве подсудимого был привлечён к суду Американского военного трибунала в Нюрнберге по делу «Вильгельмштрассе». Как сотрудник Политического отдела МИДа обвинялся в военных преступлениях и преступлениях против человечности, в частности в соучастии в депортациях евреев из Балканских стран в рамках т. н. «Окончательного решения еврейского вопроса». Однако, обвинению не удалось доказать его вину и 11 апреля 1949 года Отто фон Эрдмансдорф был оправдан. Суд определил, что у него не было достаточно влияния и сил, чтобы предотвратить преступления. Освобождён. Примечания Ссылки http://www.bundesarchiv.de/aktenreichskanzlei/1919-1933/0011/adr/adrag/kap1_5/para2_63.html Литература Эрнст Клее (Ernst Klee) «Словарь персоналий Третьего Рейха» («Das Personenlexikon zum Dritten Reich»). Издательство Фишера, Франкфурт-на-Майне, 2007. ISBN 978-3-596-16048-8. (2 издание). Члены НСДАП Государственные деятели Германии Выпускники Гренобльского университета Выпускники Мюнхенского университета Выпускники Кильского университета Выпускники Лейпцигского университета Послы Германии в Венгрии Подсудимые последующих Нюрнбергских процессов Персоналии:Холокост Участники Первой мировой войны (Германия)


Сеноти́льо () — муниципалитет в Мексике, штат Юкатан, с административным центром в одноимённом городе. Численность населения, по данным переписи 2010 года, составила человек. Общие сведения Название Cenotillo происходит от майяйского названия природных колодцев — сенотов (). Площадь муниципалитета равна 543 км², что составляет 1,36 % от общей площади штата, а наивысшая точка — 25 метров, расположена в поселении Шаркос-Чен. Он граничит с другими муниципалитетами Юкатана: на севере с Букцоцом, на востоке с Эспитой, на юге с Цитасом и Кинтана-Роо, на западе с Тункасом и Текаль-де-Венегасом. Учреждение и состав Муниципалитет был сформирован в 1825 году, в его состав входит 21 населённый пункт, самые крупные из которых административный центр и бывшая асьенда, и 19 ранчо и ферм с населением менее 10 человек: Экономика По статистическим данным 2000 года, работоспособное население занято по секторам экономики в следующих пропорциях: сельское хозяйство и скотоводство — 68,1 %; торговля, сферы услуг и туризма — 20,2 %; производство и строительство — 10,2 %; безработные — 1,5 %. Инфраструктура По статистическим данным 2010 года, инфраструктура развита следующим образом: электрификация: 94,9 %; водоснабжение: 99,1 %; водоотведение: 73,8 %. Достопримечательности К архитектурным достопримечательностям можно отнести церковь Святой Клары и церковь Богоматери, построенные в XVII веке, и бывшую асьенду Тишбакаб. Также на территории муниципалитета находится археологическая зона Цебтун и 12 сенотов. В 2017 году в одном из сенотов найдены ритуальные украшения майя. Фотографии Примечания Ссылки Официальный сайт См. также Муниципалитеты Юкатана Портал:Мексика Муниципалитеты Юкатана


«Эдсбюн» () — клуб по хоккею с мячом из Эдсбюна. Основан в 1925 году. Играет в Элитсерии, в которой является одной из сильнейших и наиболее титулованных команд. История Спортивный клуб Эдсбюна был основан 6 июня 1909 года. Секция бенди была создана позже, в 1925, и в 2000 формально стала собственником всего клуба. «Эдсбюн» выступает в высшем дивизионе чемпионата Швеции с 1945 года, кроме периода 1969—1971 годов. Клуб становился чемпионом Швеции в 1952, 1953, 1962, 1978, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008 и 2017. «Эдсбюн» построил первую крытую арену для хоккея с мячом в Швеции и стал чемпионом в первый же сезон выступления на этой арене. Достижения Чемпион Швеции: 13 1952, 1953, 1962, 1977-78, 2003-04, 2004-05, 2005-06, 2006-07, 2007-08, 2016-17, 2017-18, 2019-20, 2021-22 Вице-чемпион Швеции: 8 1949, 1955, 1958, 1961, 1962, 1981-82, 1983-84, 2008-09 Обладатель Кубка Швеции: 3 2005, 2008, 2019 Финалист Кубка Швеции: 3 2006, 2014, 2015 Обладатель Кубка мира: 3 1979, 1991, 2008 Финалист Кубка мира: 3 1980, 2005, 2007 Обладатель Кубка европейских чемпионов: 2 2005, 2007 Финалист Кубка европейских чемпионов: 4 1978, 2004, 2006, 2008 Обладатель Кубка чемпионов Эдсбюна: 1 2007 Финалист Кубка чемпионов Эдсбюна: 4 2004, 2008, 2012, 2013 Известные игроки Николай Ярович Примечания Ссылки Официальный сайт клуба Статистика Подробная статистика на ресурсе Bandynet Клубы по хоккею с мячом Швеции


Лев Дави́дович Мура́вин (5 ноября 1906, Белгород — 25 ноября 1974, Москва) — скульптор-монументалист, педагог, заслуженный деятель искусств УССР (1943), член Комитета по охране памятников старины на Украине, Член правления и ответственный секретарь Союза советских художников Казахской ССР (1942 — 43), член правления Союза советских художников Украины (1943-49). Биография В 1924 году поступил в Харьковский художественный институт на скульптурный факультет, который закончил в 1929 году. С конца 1939 года преподавал в Харьковском художественном институте. С 1942 года являлся членом правления и занимал должность ответственного секретаря Союза советских художников Казахской ССР. С 1943 по 1949 гг. был членом правления Союза советских художников Украины, членом бюро секции скульптуры, ответственным секретарём секции художников Общества культурной связи с заграницей. С 1944—1949 гг. был доцентом Киевского государственного художественного института. В 1947 году получил первую премию за проект памятника победы в Великой Отечественной войне в городе Сталино (совместно с архитектором И.Каракисом). В том же году получил вторую премию заказного конкурса за проект памятника А. С. Пушкину у Русского музея в Санкт-Петербурге (так же совместно с архитектором И.Каракисом). Похоронен на Введенском кладбище (25 уч.). Творчество В 1933 г. был участник международного конкурса на проект памятника Т. Г. Шевченко в г. Харькове в соавторстве с Я. С. Ражба. В 1932 построил памятник Ф. Э. Дзержинскому (в соавторстве с Я. С. Ражба). В 1935 г. получил первую премию на Всеукраинской художественной выставке за памятник А. С. Пушкину. В 1939 г. создал композицию для Советского павильона на выставке в Нью-Йорке. В 1941 г. Создал памятник П. Д. Осипенко в г.Бердянске. В 1948 г. спроектировал памятник Г. И. Котовскому в Кишинёве (совместно с архитектором И.Каракисом) С 1947—1964 создал и установил памятник Лесе Украинке в городе Луцк. В 1955 г. Открыл монументы «Дружба» в КНР (Шанхай и Гуанчжоу) (в соавторстве с Л. Е. Кербелем). В 1958 г. Создал композицию «Мы славим мир» и композицию «Русская зима» в Москве. В 1963 г. Открытие памятник В. И. Ленину. в Актюбинске. См. также Памятники истории и культуры Казахстана республиканского значения Примечания Ссылки Лев Муравин. Античный цикл. Портреты. Рисунки Основные даты жизни и творчества Смута или революция? Выпускники Харьковской государственной академии дизайна и искусств Скульпторы по алфавиту Скульпторы Киева Скульпторы СССР Скульпторы Украины Преподаватели вузов Киева Скульпторы Белгородской области Похороненные на Введенском кладбище


Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров звезды из-за идущих в ней термоядерных реакций, излучения ею энергии и потери массы. Часто говорят об эволюции как о «жизни звезды», начинающейся когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивающейся когда реакции прекращаются — у различных звёзд эволюция идет по-разному. Согласно астрофизическим моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, продолжается от нескольких миллионов до десятков триллионов лет, поэтому астрономы прямо наблюдают только очень малый по сравнению с продолжительностью жизни звезды период её эволюции, на протяжении которого эволюционные изменения практически незаметны. Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые сжимаются из-за гравитационной неустойчивости, в процессе сжатия разогреваются настолько, что в их недрах начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. В момент начала термоядерных реакций протозвезда становится звездой главной последовательности (исключение могут составлять субкарлики и коричневые карлики), на которой будет находиться бо́льшую часть своей жизни — Солнце также находится на этой стадии звезды главной последовательности. Дальнейшая эволюция звёзд различается также в зависимости от начальной массы и химического состава (металличности) звезды. Так, звёзды средних масс при эволюции проходят стадии субгигантов, красных гигантов, горизонтальную ветвь, голубую петлю и асимптотическую ветвь. В любом случае, по мере выгорания водорода как внешние, так и внутренние характеристики звёзд меняются, и при достаточной массе в определённый момент в звёздах начинается тройная гелиевая реакция, при которой в них образуется углерод. В более тяжёлых звёздах далее могут синтезироваться ядра более тяжёлых элементов, но в любом случае синтез более тяжёлых ядер химических элементов останавливается на железе, так как синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден. На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра. В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы. Термоядерный синтез в недрах звёзд Развитие представлений об источнике энергии звёзд С момента открытия закона сохранения энергии встал вопрос об источнике энергии звёзд. Выдвигались различные гипотезы, и одной из наиболее известных была контракционная гипотеза: в ней предполагаемым источником энергии считалось гравитационное сжатие звезды (которое также объясняло видимое разнообразие звёзд). Её поддерживали лорд Кельвин и Герман фон Гельмгольц, но в дальнейшем выяснилось её противоречие: для Солнца подобного источника энергии хватило бы на лет, в то время как возраст Земли, по геологическим и биологическим данным составлял как минимум лет. Было показано, что при сжатии звезда должна нагреваться, а не остывать, как предполагалось ранее — это позволило увеличить теоретический срок жизни звёзд. В 1880-х годах Джозеф Локьер выдвинул гипотезу, что при высоких плотностях уравнение состояния вещества звезды сильно отклоняется от уравнения состояния идеального газа, её сжатие останавливается, и она начинает остывать и тускнеть — таким образом, звезда проходит путь от красного гиганта к белой звезде типа Сириуса, после чего снова краснеет, но становится более тусклой — сначала жёлтым, а потом красным карликом. Когда была составлена диаграмма Герцшпрунга — Рассела, то главная последовательность и ветвь гигантов оказались близко совпадающими с эволюционным путём звезды в гипотезе Локьера. Но затем эта гипотеза была опровергнута: выяснилось, что состояние вещества звёзд главной последовательности остаётся всё так же близко к состоянию идеального газа. Тем не менее, на данный момент контракционная гипотеза хорошо объясняет эволюцию протозвёзд, которые действительно излучают за счёт сжатия, пока не перейдут на главную последовательность. В 1896 году Анри Беккерель открыл радиоактивность, а в 1903 году Пьер Кюри — выделение тепла радиоактивными элементами. Поэтому Джеймс Джинс выдвинул гипотезу, что звёзды излучают энергию за счёт радиоактивного распада. Эта гипотеза также не могла объяснить большой возраст Солнца, и в дальнейшем Джинс предположил, что в звёздах происходит не радиоактивный распад, а аннигиляция вещества. Хотя гипотеза аннигиляции и давала достаточно большой возможный срок жизни Солнца, она не нашла подтверждения при дальнейшем развитии астрофизики. Однако сама идея о внутриядерном источнике энергии звёзд оказалась верной. В 1906 году Альберт Эйнштейн исходя из созданной им теории относительности открыл эквивалентность массы и энергии. В 1920 году Артур Эддингтон, знакомый с работами Эйнштейна, предположил, что энергия в звёздах выделяется за счёт превращения водорода в гелий: при такой реакции за счёт дефекта массы должно выделяться достаточно энергии для излучения звёзд в течение многих миллионов и даже миллиардов лет. Гипотеза Эддингтона впоследствии подтвердилась: к 1939 году Хансом Бёте, Карлом Вайцзеккером и Чарльзом Критчфильдом независимо друг от друга были предложены два механизма превращения водорода в гелий: протон-протонный цикл и CNO-цикл. В 1941 году Мартин Шварцшильд рассчитал модель Солнца с термоядерным источником энергии, и его результаты подтвердили теорию термоядерного синтеза в недрах звёзд. На данный момент она общепринята, и на ней основываются модели звёздной эволюции. Именно из-за термоядерного синтеза со временем меняется химический состав звёзд и происходят эволюционные изменения. Но эти изменения происходят очень медленно, и эволюцию отдельно взятой звезды практически невозможно проследить даже при очень длительных наблюдениях. Лишь в редких случаях, когда звезда находится на очень короткой стадии своей эволюции, возможно заметить систематическое изменение её параметров, например, изменение периода пульсаций у цефеид. Поэтому теория эволюции строится на некоторых косвенных признаках и по наблюдениям множества звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции. Реакции термоядерного синтеза В звёздах на разных стадиях эволюции проходят различные термоядерные реакции. Так, в недрах звёзд главной последовательности синтезируются ядра гелия из ядер водорода (протонов). Это превращение может идти двумя путями. В протон-протонном цикле идёт последовательное слияние протонов напрямую с превращением 4 протонов в ядро гелия, и этот процесс доминирует при меньших температурах — в ядрах звёзд малой массы. Второй путь — CNO-цикл. В нём углерод, азот и кислород выступают как катализаторы, цикл доминирует при высоких температурах и за счёт этого процесса выделяется бо́льшая часть энергии в массивных звёздах. Мощность энерговыделения на единицу массы этих двух процессов уравнивается при массе звезды примерно и температуре в центре примерно 18 миллионов K. В массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе, а в самых тяжёлых звёздах синтезируются и более тяжёлые элементы вплоть до железа — дальнейший нуклеосинтез более тяжёлых элементов не идёт, так как энергетически невыгоден. Тем не менее, звёзды на более поздних этапах эволюции, как правило, становятся ярче, а удельное энерговыделение на единицу массы исходного для синтеза вещества, наоборот, снижается, так как разница в удельной энергии связи становится меньше. Это обуславливает сравнительно малую продолжительность более поздних стадий эволюции по сравнению с длительностью нахождения звезды на главной последовательности: например, длительность нахождения Солнца на главной последовательности оценивается в 12 миллиардов лет, а стадия горения гелия в Солнце продлится только в 110—130 миллионов лет. Элементы тяжелее железа также образуются в звёздах, но не когда они находятся на главной последовательности, а при особых обстоятельствах: например, при взрывах сверхновых, когда выделяется большое количество энергии — при так называемом взрывном нуклеосинтезе. Наконец, коричневые карлики, хотя и не являются звёздами в классическом понимании, поддерживают горение дейтерия и горение лёгких элементов — лития, бериллия, бора, которые могут идти при довольно низких температурах и поэтому являются только реакциями синтеза, происходящей в таких маломассивных объектах. Кроме этого, в самых массивных коричневых карликах могут в течение некоторого времени идти реакции синтеза гелия из водорода. Однако в отличие от настоящих звёзд, горение водорода в них быстро прекращается и никогда не становится единственным источником энергии. Формирование звёзд Сжатие молекулярного облака Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также иногда образно называемом «звёздной колыбелью». Начальная концентрация атомов в нём — около частиц на кубический сантиметр, тогда как межзвёздное пространство в среднем содержит не более 0,1 частицы на кубический сантиметр. Такие облака могут иметь массу в диаметр — от 50 до 300 световых лет, а температура газа в них составляет . При развитии гравитационной неустойчивости облако может начать сжиматься. Неустойчивость может быть вызвана различными факторами, например, столкновением двух облаков, прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики или же взрывом сверхновой звезды на достаточно близком расстоянии, ударная волна от которой, распространяющаяся по межзвездному газу, может столкнуться с молекулярным облаком.


Кроме того, при столкновениях галактик столкновения газовых облаков, связанных с галактиками, начинают происходить чаще, что объясняет увеличение темпа звездообразования при столкновениях галактик. Для того чтобы гравитационная неустойчивость привела к сжатию молекулярного облака, нужно, чтобы сумма его потенциальной энергии и удвоенной кинетической, в соответствии с теоремой вириала, стала отрицательна. При постоянной плотности облака радиусом модуль потенциальной энергии (сама она отрицательна) растёт пропорционально а сумма значений кинетической энергии всех молекул — пропорционально Следовательно, облако начнёт сжиматься, если его масса больше определённой величины которая при плотности облака молярной массе его газа и температуре равняется: где — гравитационная постоянная, — универсальная газовая постоянная. Отсюда следует, что изначально облако будет сжиматься при массе не менее По мере сжатия облако будет уплотняться практически без нагрева, так как оно прозрачно для излучения и почти вся выделяемая энергия излучается во внешнее пространство. Это приводит к уменьшению пороговой массы для развития гравитационной неустойчивости, и, как следствие, — сжиматься начнут области меньшей массы и размера — этот процесс называется фрагментацией облака звёздообразования, он объясняет наблюдаемое формирование звёзд в основном группами — в частности, в скоплениях. Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему образованные звёзды имеют сравнительно узкий диапазон масс — от до по порядку величины. По мере уплотнения облака оно становится всё менее прозрачным для излучения, например, при массе облака в это происходит при его радиусе в При этом выделяемая энергия от гравитационного сжатия начинает его разогревать: по теореме вириала половина выделяемой за счёт сжатия энергии тратится на излучение, а другая половина — на нагревание вещества. Принято считать, что с этого момента облако называется протозвездой. Стадия протозвезды Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке образуется гидростатически равновесное ядро — принято считать, что именно с этого момента облако, а точнее его ядро, является протозвездой. Характеристики ядра практически не зависят от массы облака, масса составляет радиус — несколько а.е., а температура в центре — Аккреция внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но при температуре в её рост останавливается, так как энергия расходуется на диссоциацию молекул водорода. В некоторый момент гидростатическое равновесие нарушается, и ядро начинает сжиматься. Следующее гидростатически равновесное состояние достигается для более маленького, теперь уже ионизированного ядра туманности с массой радиусом около и температурой При этом ядро, излучающее в оптическом диапазоне, закрыто от окружающего пространства пылегазовой оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и излучает только в инфракрасном диапазоне. Аккреция внешних слоёв продолжается, а падающее на ядро со скоростью вещество образует ударную волну. В дальнейшем на ядро выпадает всё вещество оболочки (хотя у массивных звёзд часть вещества может покинуть звезду из-за сильного давления излучения), ионизируется, и в то же время протозвезда становится доступной для наблюдения в видимом диапазоне. До этого момента сжатие внешней оболочки идёт по динамической временной шкале, то есть, её длительность соответствует времени свободного падения вещества, которому не препятствует давление газа. Звёзды до главной последовательности Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип, называемый звёздами до главной последовательности. Протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется на диаграмме к главной последовательности. Так как на этой стадии вещество удерживается от сжатия давлением газа, протозвёзды сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии — в тепловой временной шкале, то есть, за период, за который половина потенциальной гравитационной энергии израсходуется на излучение, согласно теореме вириала. У самых массивных звёзд она занимает около лет, а у наименее массивных — порядка лет. Для Солнца стадия сжатия и перехода на главную последовательность продлилась 30 миллионов лет. В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии температура её вещества практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши. У звёзд с массами в диапазоне от (по разным оценкам) до в течение сжатия исчезают конвективные слои и в какой-то момент такие звёзды сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия. После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд), звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно, так как уменьшается площадь излучающей поверхности. Это соответствует почти горизонтальному движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи. В любом случае, в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в веществе звезды при достаточной её массе начинают протекать термоядерные реакции. На ранних этапах сжатия они производят меньше энергии, чем излучает звезда, и сжатие продолжается, но вместе с тем доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается. В некоторый момент, если звезда имеет массу больше мощность выделения энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается окончанием формирования звезды и её перехода на главную последовательность. Если звезда имеет массу менее то в ней тоже возможны термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии. Такие объекты известны как коричневые карлики. В процессе сжатия также формируются протопланетные диски вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы. Образование протопланетного диска происходит из-за того, что облако изначально может иметь некоторый момент импульса, и при уплотнении облака учащаются столкновения частиц, из-за чего вещество не вошедшее в звезду начинает формировать диск вращающийся вокруг звезды в одной плоскости. Главная последовательность Когда сжатие заканчивается и термоядерные реакции синтеза гелия из водорода становятся единственным источником энергии, протозвезда становится звездой главной последовательности. Возраст звезды принято отсчитывать именно с этого момента. Звёзды нулевого возраста образуют так называемую нулевую главную последовательность, расположенную в нижней части этой области диаграммы. В это время их химический состав сформировавшихся звезд всё ещё близок к составу межзвёздной среды: они состоят в основном из водорода (около и гелия (около тогда как более тяжёлых элементов — менее . Звёзды главной последовательности имеют широкий диапазон параметров, которые определяются в первую очередь их массой и в меньшей степени металличностью. Так, например, звезда с массой будет иметь светимость в температуру и спектральный класс M6, а звезда с массой — светимость в , температуру и спектральный класс O9,5. Также от массы зависит внутреннее строение звёзд: звёзды малых масс полностью конвективны, у звёзд промежуточных масс происходит лучистый перенос в ядре и конвекция во внешних слоях, а у массивных звёзд — конвекция в ядре и лучистый перенос во внешних слоях. Конвекция приводит к относительно быстрому перемешиванию вещества, что выравнивает химический состав конвективного слоя. Это влияет на то, будет ли сохраняться при дальнейшей эволюции однородность слоёв звезды по химическому составу и на её дальнейшую эволюцию. Перейдя на главную последовательность, звезда остаётся на ней большую часть времени жизни — около Это обусловлено тем, что светимость звёзд на стадии главной последовательности низка по сравнению с другими стадиями, а удельное энерговыделение при синтезе гелия выше, чем при других термоядерных реакциях. Длительность стадии главной последовательности соответствует ядерной временной шкале для горения водорода, то есть, времени, за которое звезда излучает всю энергию, которая выделяется в реакциях превращения водорода в гелий. У самых тяжёлых звёзд, по разным оценкам, она составляет от одного до нескольких миллионов лет, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает возраст Вселенной. Для Солнца срок нахождения на главной последовательности составит 10—13 миллиардов лет. Большая часть дальнейших стадий эволюции также идёт по ядерной временной шкале, но уже не для водорода, а для других элементов, поэтому занимают меньше времени. После перехода звезды на главную последовательность в ней постоянно идёт превращение водорода в гелий. Гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше, что замедляет скорость синтеза гелия. Поэтому ядро по мере исчерпания водорода сжимается под давлением внешних слоёв, его плотность увеличивается, и в итоге скорость реакций возрастает. Это приводит к заметному изменению характеристик звезды: к примеру, светимость Солнца, когда оно попало на главную последовательность, составляла от современной, а ко времени окончания стадии будет в 2,2 раза больше неё — то есть светимость меняется более чем в три раза. В дальнейшем эти изменения приводят к настолько существенным изменениям в звезде, что она окончательно сходит с главной последовательности.


Разная длительность стадии главной последовательности у звёзд разной массы позволяет по наблюдениям вычислять возраст звёздных скоплений. В них звёзды образовались практически одновременно, и чем старше скопление, тем меньшую массу имеют те звёзды, которые ещё остались на главной последовательности. Возраст скопления рассчитывается как длительность нахождения на главной последовательности звёзд, которые начали отходить от неё по их известным массам. Субкарлики Субкарлики — звёзды, похожие на звёзды главной последовательности, однако при одинаковых спектральных классах субкарлики на 1—2m тусклее. Такая особенность связана с очень низкой металличностью: тяжёлые элементы в звёздах ионизуются не полностью, и у них остаются электроны на глубоких электронных оболочках. Так как размер таких ионов гораздо больше, чем размер ядер водорода и гелия, тяжёлые элементы уменьшают прозрачность вещества звезды, из-за чего энергия из внутренних слоёв медленнее переносится во внешние слои, а вещество субкарликов, наоборот, более прозрачно, чем вещество звёзд главной последовательности, и основным механизмом передачи энергии служит лучистый перенос. Низкая металличность субкарликов, в свою очередь, объясняется тем, что субкарлики — старые звёзды, образовавшиеся вскоре после Большого взрыва из реликтового вещества, которое ещё не побывало в недрах звёзд и не претерпело нуклеосинтез тяжёлых элементов и потому не обогатилось тяжёлыми элементами. Субкарлики принадлежат к звёздному населению типа II. Эволюция после стадии главной последовательности В определённый момент, когда в ядре накапливается слишком много гелия, горение водорода не может продолжаться в том же режиме, что и до этого. Дальнейшая эволюция звёзд существенно зависит от их массы. Звёзды малой массы Исследование эволюции звёзд малой массы осложняется тем, что длительность стадии главной последовательности для них больше возраста Вселенной — среди звёзд малой массы ещё нет таких, которые сошли с главной последовательности. Однако некоторые данные получены теоретическими расчётами: звёзды с массами менее не станут красными гигантами, так как их недра полностью конвективны, и, следовательно, химически однородны. Эти звёзды будут, по мере накопления гелия, нагреваться, превращаясь в голубые карлики. Звёзды средней массы Стадия субгигантов Когда ядро звезды средней массы становится практически полностью гелиевым, реакции в нём прекращаются. Водород всё ещё присутствует во внешней оболочке вокруг ядра, где у звёзд массой до уже идёт синтез гелия. В звёздах с большей массой гелий в оболочке ещё не синтезируется: сначала начинается кратковременное сжатие, которое приводит к разогреву оболочки ядра и началу горения водорода в ней. Звезда немного нагревается и становится ярче, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела сжатие соответствует движению вверх и влево — так называемому крюку (). Новый источник энергии горения водорода называется слоевым источником, и он постепенно перемещается наружу, при этом гелиевое ядро увеличивается. Эта стадия называется ветвью субгигантов, её продолжительность составляет около миллиона лет для звёзд массой и около 700 миллионов лет — для звёзд массой . В это время радиус звезды увеличивается, а температура снижается — светимость может изменяться в небольших пределах, то есть звезда по диаграмме движется в основном вправо. Светимость Солнца в конце стадии субгигантов будет не сильно отличаться от той, что в её начале — . Температура будет составлять , а радиус — . Малая продолжительность стадии субгигантов для массивных звёзд приводит к тому, что на ней находится небольшое количество наблюдаемых звёзд, и соответствующая область на диаграмме называется пробелом Герцшпрунга. Массивные звёзды, проходя эту стадию, временно оказываются на полосе нестабильности и становятся цефеидами, однако, прохождение полосы нестабильности происходит относительно очень быстро — за — лет. Из-за этого у некоторых цефеид за время наблюдательной астрономии замечено изменение периода пульсаций со временем, но по этой же причине таких цефеид известно немного. У достаточно массивных звёзд нахождение на голубой петле (см. ниже) занимает значительно больше времени, в течение которого возможен переход полосы нестабильности — поэтому звёзды на последней тоже могут становиться цефеидами и являются ими значительно дольше, чем на стадии субгигантов. Ветвь красных гигантов В конце стадии субгигантов гелиевое ядро у звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься, но то, как проходит этот процесс, зависит от массы звезды. В звёздах с массой более сжатие ядра начинается из-за того, что в какой-то момент его масса превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, при этом вещество ядра остаётся в состоянии, близком к идеальному газу. В звёздах с меньшей массой гелиевое ядро начинает сжиматься после того, как станет вырожденным. На прохождение стадии красного гиганта это не влияет, но от состояния гелиевого ядра зависит, как именно эта стадия окончится. Сжатие ядра приводит к его нагреву и сильному расширению внешних слоёв звезды; точный механизм этого неизвестен, однако так должно происходить, чтобы одновременно выполнялся закон сохранения энергии и теорема вириала. После стадии субгигантов звезда в любом случае переходит на ветвь красных гигантов, однако у звёзд меньшей массы гелиевое ядро оказывается вырожденным, а у звёзд большей массы остаётся в состоянии, близком к идеальному газу. Из-за этого поведение звёзд на ветви красных гигантов отличается. В любом случае у звезды появляется протяжённая зона конвекции во внешних слоях, которая в определённый момент достигает ядра, что приводит к перемешиванию вещества в звезде — так называемому первому вычерпыванию. Происходит быстрый рост радиуса и светимости, хотя температура снижается. Ядро, не имея источника энергии в центре, становится изотермическим, возникает сильный звёздный ветер, приводящий к некоторой потере массы звездой. Солнце пробудет на ветви красных гигантов около 600 миллионов лет. В итоге у звёзд с начальной массой более постепенно, с ростом температуры и плотности ядра, загорается гелий: при тройной гелиевой реакции из трёх ядер гелия в ядре синтезируется ядро углерода. Для таких звёзд ветвь красных гигантов на этом заканчивается, и они переходят на голубую петлю. У звёзд с меньшей массой ядро остаётся в вырожденном состоянии, из-за чего вещество ядра хорошо проводит тепло и может быстро отдавать энергию. Кроме того, в это время звезда в большом количестве излучает нейтрино в механизме нейтринного охлаждения, из-за чего рост температуры замедляется и повторное загорание гелия откладывается. Тем не менее, масса гелиевого ядра возрастает, и при массе температура оказывается достаточной для запуска тройной гелиевой реакции — порядка . В отличие от более тяжёлых звёзд, здесь возгорание гелия происходит взрывообразно и за несколько минут выделяется огромное количество энергии, бо́льшая часть которой уходит на снятие вырожденного состояния с вещества ядра — это явление известно как гелиевая вспышка. Непосредственно перед гелиевой вспышкой масса Солнца будет составлять . Его радиус будет составлять , температура — , а светимость — . Наконец, в диапазоне масс звезда в какой-то момент переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней началась тройная гелиевая реакция, и она превращается в белый карлик (см. ниже). Горизонтальная ветвь В звёздах с массами менее гелиевая вспышка и начало термоядерных реакций горения гелия в ядре приводят к исчезновению конвективной зоны и быстрому движению звезды в сторону главной последовательности. Звезда быстро уменьшается в размерах и нагревается, её светимость также падает, и она оказывается на горизонтальной ветви (также встречается название «горизонтальная ветвь гигантов») или на красном сгущении — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела это самая правая часть горизонтальной ветви, образованная звёздами с металличностью, сравнимой с солнечной. Для Солнца переход в красное сгущение займёт лишь около лет, и по окончании перехода оно будет иметь радиус , температуру — , а светимость — . Конкретное положение звезды, только что попавшей на горизонтальную ветвь (горизонтальную ветвь нулевого возраста) зависит от общей массы звезды и массы гелиевого ядра, а также содержания гелия и более тяжёлых элементов во внешней оболочке. Звёзды горизонтальной ветви имеют практически одинаковые светимости, но отличаются по температуре, из-за чего эта ветвь расположена горизонтально на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Она проходит через полосу нестабильности, пересечение с которой образует на диаграмме пробел Шварцшильда. Там нет постоянных звёзд, а только переменные типа RR Лиры. Пробел делит ветвь на две части: холодную и горячую, причём звёзды холодной части образуют на диаграмме красное сгущение. В звёздах горизонтальной ветви постепенно расходуется гелий в ядрах, что приводит к некоторому изменению их параметров. В определённый момент запускается гелиевый слоевой источник, а углеродно-кислородное ядро становится неактивным — звезда сходит с горизонтальной ветви. Для Солнца нахождение на горизонтальной ветви продлится 110—130 миллионов лет, и за это время его параметры практически не будут меняться. Голубая петля В звёздах с массами более гелий загорается не взрывообразно, а постепенно, из-за чего они эволюционируют по-другому. Такого быстрого изменения параметров и положения на диаграмме не происходит, однако с увеличением выработки энергии в гелиевом ядре звезда постепенно сжимается и становится горячее, практически не изменяя светимость, и двигается влево на диаграмме, но потом возвращается к ветви гигантов. Эта часть эволюционного трека называется голубой петлёй. Важная особенность голубой петли заключается в том, что на ней звезда может пройти через полосу нестабильности, из-за чего она становится переменной — в этом случае, в отличие от звёзд на горизонтальной ветви, звезда становится цефеидой.


Большинство цефеид — это именно звёзды голубой петли, так как её прохождение длится значительно дольше, чем стадия субгигантов. В зависимости от массы и металличности переход полосы нестабильности может случиться дважды (при росте температуры и при её снижении), но может и единожды, если температура звезды на голубой петле не превышает высокотемпературной границы полосы, а может не случиться вообще. Длительность прохождения голубой петли зависит от массы звезды: при начальной массе звезды в время прохождения составит 4 миллиона лет, а при массе в — 22 миллиона лет. Асимптотическая ветвь гигантов Асимптотическая ветвь гигантов условно делится на две части. Первая часть начинается после стадии горизонтальной ветви и голубой петли, когда запасы гелия у звёзд в ядрах практически исчерпаны, а ядра в основном состоят из углерода и кислорода. Горение гелия в ядре заканчивается и запускается гелиевый слоевой источник, подобный водородному, который возникает при завершении стадии главной последовательности. Внешние слои звезды снова начинают быстро расширяться, а поверхность — охлаждаться. В то же время горение водорода в слоевом источнике прекращается. Как и на ветви красного гиганта, появляется протяжённая конвективная оболочка, которая для звёзд тяжелее (точное значение зависит от начального химического состава) в некоторый момент приводит к перемешиванию вещества — второму вычерпыванию. Это приводит к движению звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела вверх и вправо. У звёзд с массами менее путь звезды на диаграмме проходит довольно близко к ветви красных гигантов, лишь с немного более высокой температурой, из-за чего эта стадия получила название «асимптотическая ветвь гигантов». Этот же термин используется для описания эволюции звёзд тяжелее , хотя для них асимптотическая ветвь гигантов расположена значительно выше ветви красных гигантов. Вторая часть, известная как фаза температурных пульсаций (), наступает, когда гелиевый слоевой источник доходит до оставшейся водородной оболочки. С этого момента слоевые гелиевый и водородный источники начинают чередоваться: звезда становится очень нестабильной, начинает пульсировать и терять массу, выбрасывая вещество и несколько раз перемешивая собственное вещество; период пульсаций звезды составляет от десятков до сотен тысяч лет. На этой стадии у звёзд с массами более происходит третье вычерпывание, при котором на поверхность может быть вынесено большое количество углерода, в результате чего звезда может стать углеродной звездой. Звёзды массой менее не в состоянии создать в недрах достаточно высокую температуру, чтобы началось ядерное горение углерода, и для них эта стадия становится последней, на которой идут термоядерные реакции — после сброса оболочки от звезды остаётся белый карлик, состоящий из углерода и кислорода. К концу этой стадии масса Солнца будет составлять . Звёзды большой массы Эволюционные стадии звёзд большой начальной массы (более ) имеют сходства с таковыми для менее массивных звёзд, однако есть и отличия. Так, например, горение гелия в таких звёздах начинается ещё до того, как звезда переходит на ветвь красных гигантов, поэтому самые массивные звёзды становятся сверхгигантами, постепенно увеличиваются и охлаждаются, либо, если теряют оболочку из-за сильного звёздного ветра — превращаются в звёзды типа Вольфа — Райе. Эволюция звёзд с массами проходит так же, как и для менее массивных, однако на завершающих стадиях эволюции они способны зажечь углерод в своих недрах. Запуск этого процесса получил название «углеродная детонация»; он происходит взрывообразно, как и гелиевая вспышка. При углеродной детонации выделяется очень много энергии, что не только снимает вырождение газа ядра, но и способно привести к взрыву звезды как сверхновой типа II. Если же звезда не взрывается, то в ядре начинает накапливаться неон, и, возможно, более тяжёлые элементы. Рано или поздно ядро становится вырожденным, после чего возможны две ситуации: либо звезда сбрасывает оболочку после фазы температурных пульсаций, либо взрывается как сверхновая. В первом случае на месте звезды остаётся белый карлик, во втором — нейтронная звезда. В звёздах с массами более углеродно-кислородное ядро, которое в ней образуется, не вырождено и углеродная детонация не происходит — углерод загорается постепенно, когда заканчивается горение гелия в ядре. Аналогичный процесс происходит и с более тяжёлыми элементами, и в звезде образуется несколько слоевых источников и слоёв разного химического состава, которые распространяются от центра звезды. От массы звезды зависит, на каком элементе закончится термоядерный синтез — однако в любом случае элементы тяжелее железа, имеющего максимальную энергию связи нуклонов на нуклон, синтезироваться не будут, так как это энергетически невыгодно. Железо образуется в звёздах с начальной массой более , но в любом случае в звезде появляется ядро, в котором не идут термоядерные реакции, а его масса увеличивается. В какой-то момент происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, и сама звезда взрывается как сверхновая В зависимости от массы остатка после взрыва звезды, он становится либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой. Финальные стадии звёздной эволюции Белые карлики Белый карлик — горячий объект с малыми размерами и большой плотностью вещества: при массе порядка солнечной его радиус в ~100 раз меньше. Такая большая плотность вызвана вырожденным состоянием его вещества. Звёзды с массами менее в конце своей эволюции становятся белыми карликами. У звёзд с массами менее этот процесс проходит без сброса оболочки, так как они химически однородны из-за постоянной конвекции и в конце жизни становятся полностью гелиевыми. Звёзды большей массы, когда в них происходит горение слоевого источника, сбрасывают значительную часть массы, что наблюдается как планетарная туманность. От самой звезды остаётся только вырожденное ядро, которое, лишившись оболочки, и является белым карликом. От звёзд с начальной массой менее остаётся гелиевый белый карлик, от более массивных звёзд до — углеродно-кислородный. Если от звёзды с массой остаётся белый карлик, а не нейтронная звезда, то он состоит из более тяжёлых элементов: кислорода, неона, магния и, возможно, других элементов. Так или иначе, в белых карликах не вырабатывается энергия, и они излучают лишь за счёт высокой температуры вещества. Несмотря на то, что самые горячие из них могут иметь поверхностную температуру в , их абсолютная светимость невелика из-за малых размеров излучающей поверхности. Постепенно, в течение миллиардов лет, белые карлики остывают и становятся чёрными карликами. Нейтронные звёзды Масса белого карлика ограничена сверху пределом Чандрасекара, равным приблизительно — для большей массы давление вырожденного электронного газа при любом радиусе белого карлика не может компенсировать силу гравитационного сжатия. В этом случае происходит коллапс ядра, при котором бо́льшая часть его вещества нейтронизуется: электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны и излучая нейтрино. При ядерных плотностях вещества бета-распад нейтронов становится энергетически невыгодным и нейтроны становятся стабильными частицами. Ядро звезды превращается не в белый карлик, а в нейтронную звезду, при этом выделяется огромное количество энергии и происходит взрыв сверхновой. Звёзды с начальной массой более могут стать как нейтронными звёздам, так и чёрными дырами. Нейтронные звёзды — ещё более плотные объекты, чем белые карлики. Минимально возможная масса нейтронной звезды составляет , и в таком случае радиус нейтронной звезды будет составлять около . При массе около радиус будет ещё меньше — около . Чёрные дыры В случае, если масса ядра будет превышать предел Оппенгеймера — Волкова, равный , нейтронная звезда также не будет устойчивой по отношению к гравитационному сжатию, и коллапс продолжится. Состояния вещества, которые могут предотвратить гравитационное сжатие, неизвестны, и ядро будет далее коллапсировать. В какой-то момент его радиус становится равным радиусу Шварцшильда, при котором вторая космическая скорость становится равной скорости света, и возникает чёрная дыра звёздной массы. Однако, существует и иной сценарий образования чёрных дыр, при котором взрыв сверхновой не происходит — вместо этого происходит коллапс звезды и её превращение в чёрную дыру, коллапсирующая таким образом звезда называется неудавшейся сверхновой. Предположительно, от 10 до 30 % массивных звёзд заканчивают жизнь именно так, однако, астрономами до сих пор было обнаружено лишь два таких события. Эволюция звёзд в тесных двойных системах Звёзды в двойных системах, если расстояние между ними достаточно велико, практически не влияют друг на друга, поэтому их эволюция может рассматриваться как эволюция двух отдельных звёзд. Однако это неверно для тесных двойных систем — систем, в которых расстояния между звёздами сравнимы с их размерами. В таких системах размер одной или обеих звёзд может превысить размер полости Роша для них, и в таком случае вещество может начать перетекать к другой звезде или выбрасываться в окружающее пространство. Из-за этого массы и химические составы звёзд меняются, что, в свою очередь, меняет ход эволюции звёзд. Тесные системы небольшой массы Если обе звезды имеют небольшую массу — к примеру, 2 и то более массивная звезда в процессе эволюции станет субгигантом, пока вторая будет оставаться звездой главной последовательности. В определённый момент размер большей звезды превысит размер её полости Роша и вещество начнёт перетекать ко второй. В результате изменения масс звёзд от перетекания перетекание массы будет ускоряться, так как звёзды начнут сближаться, что следует из закона сохранения момента импульса.


Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою светимость в десять тысяч — сто миллионов раз (на 4—8 порядков или 10—20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромного количества энергии. Сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны. Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда, если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (), масса коллапсирующего остатка ядра звезды не менее 1,2-1,3 ; либо чёрная дыра при массе звезды свыше 40 (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 2-5 ). Вместе они образуют остаток сверхновой. Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки. Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционируют. Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд. Обозначение конкретной сверхновой составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одной или двух латинских букв. Первые 26 сверхновых текущего года получают в окончании названия однобуквенные обозначения из заглавных букв от A до Z. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa, ab, и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN () с небесными координатами в формате Jhhmmssss+ddmmsss. Общая картина Кривые блеска Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2—3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25—40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин. Абсолютная звёздная величина максимума в среднем для вспышек Ia составляет −19,5m, для Ib/c −18m. Напротив, кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые блеска напоминают I тип, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держатся на нём до 100 суток, а затем блеск резко падает и выходит на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьирует в широких пределах от −20m до −13m. Среднее значение для IIp −18m, для II-L −17m. Спектры Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов. Остановимся на том, что не было отмечено выше. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров, — основные линии очень широкие. Для спектров сверхновых типа II и Ib/c характерно: Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты. Линии [NIII], [NIV], [CIII], [CIV], наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении. Частота вспышек Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости. Общепринятой величиной, характеризующей частоту вспышек в разных типах галактик, является SNu: где — светимость Солнца в фильтре B. Для разных типов вспышек значение SNu составляет: При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам. Наблюдение остатков сверхновых Каноническая схема молодого остатка следующая: Возможный компактный остаток; обычно это пульсар, но возможно и чёрная дыра. Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе. Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой. Вторичная волна, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой. Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1—20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и других элементов указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв. Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. В них скорость распространении выше, а значит, газ остывает быстрее, и излучение переходит из рентгеновского диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий. Волокна в Кассиопее A дают понять, что происхождение сгустков вещества может быть двояким. Так называемые быстрые волокна разлетаются со скоростью 5000—9000 км/с и излучают только в линиях O, S, Si — то есть это сгустки, сформированные в момент взрыва сверхновой. Стационарные конденсации же имеют скорость 100—400 км/с, и в них наблюдается нормальная концентрация H, N, O. Вместе это свидетельствует о том, что это вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной. Синхротронное радиоизлучение релятивистских частиц в сильном магнитном поле является основным наблюдательным признаком для всего остатка. Область его локализации — прифронтовые области внешней и возвратной волн. Наблюдается синхротронное излучение и в рентгеновском диапазоне. Теоретическое описание Декомпозиция наблюдений Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек типов Ib/c и II в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 1010 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и из непроэволюционировавших остались только звёзды с массой меньше солнечной. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, и, следовательно, нужен механизм продления жизни для звёзд масс . Отсутствие линий водорода в спектрах Ia/Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика — около , оно преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. Смещённые линии Si II указывают на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает в том, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный. Тяготение к спиральным рукавам сверхновых типов Ib/c и II свидетельствует, что звездой-прародителем являются короткоживущие O-звёзды с массой . Термоядерный взрыв Один из способов высвободить требуемое количество энергии — резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции — белые карлики. Однако сам по себе последний — устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах. В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлечённого во взрыв вещества. Первая: Второй компаньон — обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый. Второй компаньон — такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением. Вторая: Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара. Взрыв происходит до него. Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции: Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энерговыделение взрыва составит . Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада: Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6,1 дня. Далее электронный захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1,72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход ядра в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от до . Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние, и их энергия быстро уменьшается до . Такие кванты уже эффективно поглощаются веществом благодаря фотоэффекту и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в ней падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчёты, такая ситуация наступает примерно через 20—30 суток после достижения звездой максимума светимости. Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт β-распада 56Co до 56Fe () с энергиями возбуждения вплоть до . Гравитационный коллапс ядра Второй сценарий выделения необходимой энергии — это коллапс ядра звезды. Масса его должна быть в точности равна массе его остатка — нейтронной звезды; подставив типичные значения, получаем: эрг, где = 1 , а = 10 км, — гравитационная постоянная.


Характерное время свободного падения при этом: где — плотность звезды, нормированная на 1012 г/см3. Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой — не взаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходят нейтрино. За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия — процесс нейтронизации: Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процесс (нейтринное охлаждение): Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад: Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым ускоряя его. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого нейтрино термализуются (приходят в тепловое равновесие со средой) и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях г/см3. Заметим, что процессы нейтронизации идут при плотностях не ниже 1011 г/см3, достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки. Модель молодого остатка сверхновой Теория эволюции остатка сверхновой Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой: Свободный разлёт. Заканчивается в тот момент, когда масса сгребённого вещества сравняется с массой выброса: пк, лет. Адиабатическое расширение (стадия Седова). Вспышка сверхновой на этой стадии представляется как сильный точечный взрыв в среде с постоянной теплоёмкостью. К этой задаче применимо автомодельное решение Седова, проверенное на ядерных взрывах в земной атмосфере: пк, К. Стадия интенсивного высвечивания. Начинается, когда температура за фронтом достигает максимума на кривой радиационных потерь. Согласно численным расчётам это происходит в момент: лет. Соответствующие радиус внешней ударной волны и её скорость: пк, км/с. Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает лет. Здесь — энерговыделение, нормированное на 1051 эрг (1 foe). Построение детального описания Поиск остатков сверхновых Поиск звёзд-предшественников Теория сверхновых Ia Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia, описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам: мгновенная детонация; отложенная детонация; пульсирующая отложенная детонация; турбулентное быстрое горение. По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали. Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа Взрывы сверхновых — основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или, как говорят, тяжелее) He. Однако процессы, их породившие, для различных групп элементов и даже изотопов свои. Практически все элементы тяжелее He и до Fe — результат классического термоядерного синтеза, протекающего, например, в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть всё же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза. Все элементы тяжелее 209Bi — это результат r-процесса. Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s-, r-, - и rp-процессы. R-процесс r-Процесс — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе -реакций; продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β−-распада изотопа. Иными словами, среднее время захвата нейтронов должно быть где — среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, так как где — произведение сечения реакции на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей. Учитывая, что r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0,1 с < < 100 с, то для и температуры среды K, получим характерную плотность: нейтронов/см3. Такие условия достигаются в: ударной волне, которая, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию с требуемой концентрацией нейтронов. центральной части массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой. Там образуется большое количество нейтронов и альфа-частиц при фоторасщеплении железа на заключительной стадии эволюции. -процесс -Процесс — это процесс нуклеосинтеза при взаимодействии нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов , , , и . История наблюдений Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185, была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054, породившая Крабовидную туманность. Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи). С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках; первой стала сверхновая S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году. В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых, и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд. В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи, следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется. Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности, в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0−4622 оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой. 23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A, самая близкая к Земле среди сверхновых, наблюдавшихся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA, «Хаббла» и «Чандры». Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены. 22 января 2014 года в галактике M82, расположенной в созвездии Большой Медведицы, была обнаружена вспышка сверхновой звезды, получившей обозначение SN 2014J. Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Эта сверхновая является самой близкой к Земле начиная с 1987 года (SN 1987A). В апреле 2018 года английскими учёными из Саутгемптонского университета Британского королевского астрономического общества на конференции EWASS () были озвучены данные о возможном открытии нового, до сих пор не изученного, третьего типа сверхновых. Во время наблюдений в рамках программы Dark Energy Survey Supernova Programme (DES-SN), были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс. К и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не месяцев, как у обычных сверхновых. Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки Крабовидная туманность Сверхновая SN 1572 Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера) Сверхновая SN 1987A Сверхновая SN 1993J Гиперновая SN 2006gy Сверхновая G1.9+0.3 (самая молодая из известных в нашей Галактике) Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся) См. также История наблюдения за сверхновыми Гиперновая звезда Околоземная сверхновая Список звёзд — кандидатов в сверхновые Примечания Литература Ссылки Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды — современный обзор сверхновых звёзд. Попов С. Б. Как взрываются похудевшие сверхгиганты? — подробная модель вспышки сверхновой II-го типа. Левин А. Космические бомбы // Популярная механика. — № 8, 2007 Грин Д. А., Стивенсон Р. Ф.


Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной ( «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Первый вариант теории был предложен во второй половине 1960-х годов Э. Б. Глинером, однако ключевой вклад в её создание внесли на рубеже 1970-х — 1980-х годов Алексей Старобинский, Алан Гут, Андрей Линде, Вячеслав Муханов и ряд других. Недостатки модели горячей Вселенной Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ( сек, г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему: где — давление, — плотность энергии. Масштабный фактор изменялся на указанном интервале времени по закону , а затем, до настоящего времени, по закону , соответствующему уравнению состояния: где — средняя плотность Вселенной. Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем. Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной Размер наблюдаемой области Вселенной по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии . Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло: см, а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием: см, (планковское время ( сек), то есть, в объёме содержалось ~1090 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10−4). Проблема плоской Вселенной Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной близка к т. н. критической плотности , при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности от критической плотности со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху от не более, чем на 10−60. Проблема крупномасштабной структуры Вселенной Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактик — галактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной тоже приходится постулировать. Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной Предполагается, что в период времени с 10−42 сек до 10−36 сек Вселенная находилась в инфляционной стадии своего развития. Основной особенностью этой стадии является максимально сильное отрицательное давление вещества, приводящее к экспоненциальному увеличению кинетической энергии Вселенной и её размеров на много порядков. За период инфляции линейные размеры Вселенной увеличились как минимум в 1026 раз, а её объём увеличился как минимум в 1078 раз. Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения на экспоненциальный закон: где — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени. Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036 сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния , то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной ( — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора , плотность энергии остаётся постоянной. Закон сохранения энергии не нарушается за счёт того, что отрицательная гравитационная энергия в фазе инфляционного расширения всегда остаётся в точности равной положительной энергии вещества Вселенной, так, что полная энергия Вселенной остаётся равной нулю. В ходе дальнейшего расширения энергия поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения . Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи. На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности автоматически оказывается весьма близким к критическому , то есть разрешается проблема плоской Вселенной. В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной. Критика инфляционной модели По данным на 2014 год, только для гипотезы одного поля имеется 193 модели инфляции. Модели космической инфляции вполне успешны для объяснения текущих экспериментальных данных, но не позволяют надежно предсказывать результаты будущих измерений. У гипотезы космологической инфляции имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза, а также одного из её разработчиков и бывшего сторонника Пола Стейнхардта. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений». Также пока не обнаружены реликтовые гравитационные волны, предсказываемые теорией инфляции и служащие дополнительным источником горячих и холодных пятен реликтового излучения. Реликтовые гравитационные волны и поляризация реликтового излучения Из инфляционной модели следует, что должны существовать реликтовые (первичные) гравитационные волны всех длин до громадной — равной размеру Вселенной в её нынешнем состоянии. Вопрос их существования может быть однозначно решён по особенностям поляризации реликтового излучения. Если их обнаружат, инфляционная модель будет окончательно подтверждена. В 2014 году были получены косвенные доказательства инфляционной модели — поляризация реликтового излучения, которая могла быть вызвана первичными гравитационными волнами. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли. По состоянию на 2019 год реликтовые гравитационные волны не обнаружены, и инфляционная модель остаётся хорошей гипотезой. Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Загадочный фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмной энергии. Ускоренное расширение Вселенной на современном этапе началось 6—7 млрд лет назад. В настоящее время Вселенная расширяется таким образом, что расстояния в ней увеличиваются в два раза за 10 млрд лет, и в доступном для прогноза будущем этот темп будет меняться мало. Научные перспективы По мнению американского астрофизика Лоуренса Краусса, проверка инфляционной модели Вселенной станет возможна после измерения профиля (сигнатуры) инфляционных гравитационных волн, что позволит существенно приблизить исследования к моменту Большого Взрыва и разрешить другие насущные проблемы теоретической физики и космологии . См. также Нерешённые проблемы современной физики Переменная скорость света Примечания Литература Ссылки Постнов К. А. Лекции по общей астрофизике для физиков Инфляция (космология) Нерешённые проблемы современной физики Физические гипотезы Астрономические гипотезы


Моде́ль горя́чей Вселе́нной — космологическая модель, в которой эволюция Вселенной начинается с состояния плотной горячей плазмы, состоящей из элементарных частиц, и протекает при дальнейшем адиабатическом космологическом расширении. Модель горячей Вселенной, предложенная в 1940-х годах, была скорректирована и уточнена в результате построения инфляционной модели Вселенной в 1980-е годы, что позволило устранить ряд противоречий. Впервые модель горячей Вселенной была предложена в 1947 году Г. А. Гамовым. Наиболее существенное наблюдательное предсказание, вытекающее из модели горячей Вселенной — наличие реликтового излучения со спектром, очень близким к спектру абсолютно чёрного тела с температурой около 2,7 кельвина, возникшего в момент рекомбинации ионов (в основном, водорода и гелия) и электронов в нейтральные атомы. Это убедительно доказали показания прибора FIRAS. Возникновение крупномасштабной структуры Вселенной в рамках модели происходит вследствие роста начальных неоднородностей из-за гравитационной неустойчивости. Основной проблемой модели горячей Вселенной в этом аспекте является начальный спектр неоднородностей, который в ней не объясняется, а постулируется, либо берётся из измерений. Происхождение элементарных частиц в модели горячей Вселенной с конца 1970-х годов описывают с помощью спонтанного нарушения симметрии. Также важно отметить независимость данной теории от наличия или отсутствия Большого взрыва — вне зависимости от существования начальной космологической сингулярности, которую должна описать квантовая теория гравитации, состояние горячей плазмы, описываемое моделью горячей Вселенной и приводящее к современной наблюдаемой космологической картине, не меняется (помимо самых близких к сингулярности моментов). В то же время после открытия и измерения анизотропии реликтового излучения модель горячей Вселенной считается настолько хорошо подтверждённой наблюдениями, что произошло смешение понятий, и часто, когда говорят о Большом взрыве, на самом деле имеют в виду именно её. До открытия реликтового излучения модель горячей Вселенной была лишь гипотезой и тогда Я. Б. Зельдович пропагандировал модель холодной Вселенной. Примечания Литература Физический энциклопедический словарь. Под ред. Прохорова А. М., М.: Советская энциклопедия, 1983.—928с. Аллен К. У. Астрофизические величины. Пер. с англ. Под ред. Мартынова Д. Я. М.: Мир.— 1977.—279с. Ссылки Рождение Вселенной Алексей Левин. Забытый соперник Большого взрыва // «Популярная механика» № 5, 2006 Премия за сотворение Вселенной Борис Штерн «Троицкий вариант» №14 (133), 16 июля 2013 года «Малая космическая энциклопедия» Вокруг света Колумбы метагалактики // Без конца и без начала № 2 (0) / Февраль 1964 Космологические модели


Космологи́ческая сингуля́рность — предполагаемое состояние Вселенной в начальный момент Большого взрыва, характеризующееся бесконечно большой плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации. Неизбежность возникновения этой сингулярности при продолжении назад во времени любого решения ОТО, описывающего динамику расширения Вселенной, была строго доказана в 1967 году Стивеном Хокингом (но только в рамках классической ОТО, без учёта квантовых эффектов). Также он писал: Результаты наших наблюдений подтверждают предположение о том, что Вселенная возникла в определённый момент времени. Однако сам момент начала творения, сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики. Например, не могут быть одновременно бесконечными плотность и температура, так как при бесконечной плотности мера хаоса стремится к нулю, что не может совмещаться с бесконечной температурой. Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьёзных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после сингулярности, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого. Попытки решения проблемы существования этой сингулярности идут в нескольких направлениях: во-первых, считается, что квантовая гравитация даст описание динамики гравитационного поля, свободного от сингулярностей, во-вторых, есть мнение, что учёт квантовых эффектов в негравитационных полях может нарушить условие энергодоминантности, на котором базируется доказательство Хокинга, в-третьих, предлагаются такие модифицированные теории гравитации, в которых сингулярность не возникает, так как предельно сжатое вещество начинает расталкиваться гравитационными силами (так называемое гравитационное отталкивание), а не притягиваться друг к другу ввиду своей сингулярности. Примечания Хронология Большого взрыва Космология Общая теория относительности Релятивистские и гравитационные явления