Жизненный цикл звезд для детей. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность. Эволюция звезд с научной точки зрения

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство. Во время стадий формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течении длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру.

Как иссякает водород

Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, что бы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд.

Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название “коричневые карлики”.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра “дегенерирует”, в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше войдёт в эту фазу, оно “проглотит” или и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый “helium flash”. В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции

При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор (если звезда крупная), пока углерод не начнет гореть. Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего в ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта цифра носит название “лимит Чандра - секара” в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 °К. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звезды небольшого диаметра (как наша ), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны!

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает.

Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от “термической смерти”.

Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – остается небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или черная дыра.

Рождение звезд и целых Галактик происходит перманентно, равно как и их смерть. Исчезновение одной звезды компенсирует появление другой, посему нам кажется, что на небе постоянно одни и те же светила.

Своему рождению звезды обязаны процессу сжатия межзвездного облака, на которое влияет сильное падение давления газа. В зависимости от массы сжимающегося газа меняется количество рождающихся звезд: если она маленькая, то рождается одно светило, если большая, то возможно образование целого скопления.

Этапы возникновения звезды

Здесь нужно выделить два основных этапа – быстрое сжатие протозвезды и медленное. В первом случае отличительной чертой является гравитация: вещество протозвезды совершает практически свободное падение к ее центру. На этом этапе температура газа остается неизменной, его длительность составляет порядка 100 тысяч лет, и за это время размер протозвезды сокращается очень существенно.

И если на первом этапе избыток тепла постоянно уходил постоянно, то затем протозвезда становится более плотной. Отвод тепла происходит уже не такими высокими темпами, газ продолжает сжиматься и быстро нагреваться. Медленное сжатие протозвезды длиться еще дольше – более десяти миллионов лет. По достижению сверхвысокой температуры (более миллиона градусов) свое слово берут термоядерные реакции, ведущие к прекращению сжатия. После чего образуется новая звезда из протозвезды.

Жизненный цикл звезды

Звезды подобно живому организму: они рождаются, достигают своего пика развития, а затем умирают. Крупные перемены начинаются, когда в центральной части звезды заканчивается водород. Он начинает перегорать уже в оболочке, постепенно увеличивая ее размеры, и звезда может превратиться в красного гиганта или даже в сверхгиганта.

Все звезды имеют совершенно разный жизненный цикл, все зависит от массы. Те, что имеют большой вес, живут дольше и, в конце концов, взрываются. Наше солнце не относится к массивным звездам, посему небесные тела подобного типа ожидает другой конец: они постепенно угасают, превращаются плотную структуру, именуемую белым карликом.

Красный гигант

Израсходовавшие запас водорода звезды могут приобрести колоссальные размеры. Такие светила называют красным гигантом. Их отличительной чертой, помимо размера, является протяженная атмосфера и очень низкая температура поверхности. Исследования показали, что отнюдь не все звезды проходят такой этап развития. Красными гигантами становятся только те светила, имеющие солидную массу.

Наиболее яркие представители – Арктур и Антаре, видимые слоя которых имеют относительно невысокую температуру, а разряженная оболочка обладает солидной протяженностью. Внутри тел происходит процесс поджигания гелия, отличающийся отсутствием резких колебаний светимости.

Белый карлик

Небольшие по размеру и массе звезды превращаются в белого карлика. Их плотность чрезвычайно высока (примерно в миллион раз выше плотности воды), из-за чего вещество светила переходит в состояние, именуемое «вырожденным газом». Внутри белого карлика не наблюдается никаких термоядерных реакций, а свет ему дает только факт остывания. Размер звезды в таком состоянии крайне мал. Например, многие белые карлики имеют схожий Земле размер.

> Жизненный цикл звезды

Описание жизни и смерти звезд : этапы развития с фото, молекулярные облака, протозвезда, T Тельца, главная последовательность, красный гигант, белый карлик.

Все в этом мире развивается. Любой цикл начинается с рождения, роста и завершается смертью. Конечно, у звезд эти циклы проходят по-особенному. Вспомним хотя бы, что временные рамки у них более масштабные и измеряются миллионами и миллиардами лет. Кроме того, их смерть несет определенные последствия. Как же выглядит жизненный цикл звезд ?

Первый жизненный цикл звезды: Молекулярные облака

Начнем с рождения звезды. Представьте себе огромное облако холодного молекулярного газа, которое может спокойно существовать во Вселенной без всяких изменений. Но вдруг недалеко от него взрывается сверхновая или же оно наталкивается на другое облако. Из-за такого толчка активируется процесс разрушения. Оно делится на небольшие части, каждая их которых втягивается в себя. Как вы уже поняли, все эти кучки готовятся стать звездами. Гравитация накаляет температуру, а сохраненный импульс поддерживает процесс вращения. Нижняя схема наглядно демонстрирует цикл звезд (жизнь, этапы развития, варианты трансформации и смерть небесного тела с фото).

Второй жизненный цикл звезды: Протозвезда

Материал сгущается плотнее, нагревается и отталкивается от гравитационного коллапса. Такой объект называют протозвездой, вокруг которого формируется диск материала. Часть притягивается к объекту, увеличивая его массу. Остальные же обломки сгруппируются и создадут планетарную систему. Дальше развитие звезды все зависит от массы.

Третий жизненный цикл звезды: Т Тельца

При попадании материала на звезду, высвобождается огромное количество энергии. Новый звездный этап назвали в честь прототипа – Т Тельца. Это переменная звезда, расположенная в 600 световых годах (недалеко от ).

Она может достигать большой яркости, потому что материал разрушается и освобождает энергию. Но в центральной части не хватает температуры, чтобы поддерживать ядерный синтез. Эта фаза длится 100 миллионов лет.

Четвертый жизненный цикл звезды: Главная последовательность

В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.

Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.

Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как ) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Пятый жизненный цикл звезды: Красный гигант

В процессе плавления водород заканчивается, а гелий накапливается. Когда водорода совсем не остается, все ядреные реакции замирают, и звезда начинает сжиматься из-за силы тяжести. Водородная оболочка вокруг ядра нагревается и зажигается, заставляя объект вырастать в 1000-10000 раз. В определенный момент и наше Солнце повторит эту судьбу, увеличившись до земной орбиты.

Температура и давление достигают максимума, и гелий сплавляется в углерод. В этой точке звезда сжимается и перестает быть красным гигантом. При большей массивности объект будет сжигать другие тяжелые элементы.

Шестой жизненный цикл звезды: Белый карлик

Звезда с солнечной массой не располагает достаточным гравитационным давлением, чтобы сплавить углерод. Поэтому смерть наступает с окончанием гелия. Происходит выброс внешних слоев и появляется белый карлик. Сначала он горячий, но через сотни миллиардов лет остынет.

Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*10 9) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.

Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности . Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.

Судьба гигантов

Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе , однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.

Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.

NASA Нейтронная звезда (видение художника)

Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.

Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.

Участь звёзд средних масштабов

Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.

Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 10 14 — 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.

Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.

Для самых маленьких

О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 — 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.

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

Белые карлики

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

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

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

Нейтронные звезды

В случае с более массивными (> 10 M C) звездами все происходит несколько иначе.Высокая температура в ядре активизирует реакции с поглощением энергии, такие как выбивание протонов, нейтронов и альфа-частиц из ядер, а также e-захват высокоэнергетичных электронов, компенсирующих разницу масс двух ядер. Вторая реакция создает избыток нейтронов в ядре. Обе реакции ведут к его охлаждению и общему сжатию звезды. Когда энергия ядерного синтеза заканчивается, сжатие превращается в почти свободное падение оболочки на сжимающееся ядро. При этом резко ускоряется скорость термоядерного синтеза во внешних падающих слоях, что приводит к испусканию огромного количества энергии за несколько минут (сопоставимую с энергией, которую легкие звезды испускают за все свое существование).
Сжимающееся ядро за счет высокой массы преодолевает давление электронного газа и сжимается дальше. При этом происходят реакии p + e - → n + ν e , после которых электронов, мешающих сжатию, в ядре почти не остается. Сжатие происходит до размеров в 10 − 30 км, соответствующих плотности, установленной давлением нейтронного вырожденного газа. Падающее на ядро вещество получает отраженную от нейтронного ядра ударную волну и часть выделившейся при его сжатии энергии, что приводит к стремительному выбросу внешней оболочки в стороны. Получившийся объект называется нейтронной звездой. Большую часть (90%) энергии, выделившейся от гравитационного сжатия, уносят нейтрино в первые секунды после коллапса. Вышеописанный процесс называется взрывом сверхновой второго типа. Энергия взрыва такова, что некоторые их них (редко) видны невооруженным глазом даже в дневное время. Первая сверхновая была зарегистрирована китаййскими астрономами в 185 году н.э. В настоящее время регистрируется несколько сотен вспышек в год.
Получившаяся нейтронная звезда имеет плотность ρ ~ 10 14 − 10 15 г/см 3 . Сохранение момента импулься при сжатии звезды приводит к очень малым периодам обращения, обычно в пределах от 1 до 1000 мс. Для обычных звезд такие периоды невозможны, т.к. Их гравитация не сможет противодействовать центробежным силам такого вращения. Нейтронная звезда имеет очень большое магнитное поле, достигающее 10 12 -10 13 Гс на поверхности, что приводит к сильному электромагнитному излучению. Несовпадающая с осью вращения магнитная ось приводит к тому, что в заданное направление нейтронная звезда посылает периодические (с периодом вращения) импульсы излучения. Такая звезда называется пульсаром. Этот факт помог их экспериментальному открытию и используется для обнаружения. Обнаружить нейтронную звезду оптическими методами намного сложнее из-за малой светимости. Период обращения постепенно уменьшается из-за перехода энергии в излучение.
Внешний слой нейтронной звезды состоит из кристаллического вещества, в основном железа и соседних с ним элементов. Большая часть остальной массы - нейтроны, в самом центре могут находиться пионы и гипероны. Плотность звезды растет к центру и может достигать величин, заметно больших плотности ядерной материи. Поведение материи при таких плотностях плохо изучено. Существуют теории о свободных кварках, в том числе не только первого поколения, при таких экстремальных плотностях адронной материи. Возможны сверхпроводимое и сверхтекучее состояние нейтронного вещества.
Существует 2 механизма охлаждения нейтронной звезды. Один из них – излучение фотонов, как и всюду. Второй механизм – нейтринный. Он преобладает до тех пор, пока температура ядра выше 10 8 K. Обычно это соответствует температуре поверхности выше 10 6 K и длится 10 5 −10 6 лет. Существует несколько способов излучения нейтрино:

Черные дыры

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

R Ш = 2GM/c 2 .

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

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

Список литературы

1. С.Б.Попов, М.Е.Прохоров "Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары" ГАИШ МГУ, 2002
2. Уильям Дж. Кауфман "Космические рубежи теории относительности" 1977
3. Другие источники в интернет

декабрь 2010 г.