 |
|||
|
|
Исследование рентгеновских источников (а их известно сейчас несколько десятков) может привести к открытию совершенно нового класса небесных тел. Некоторые из источников, может быть, окажутся звездами, находящимися на очень поздней стадии своей жизни. Атомы, из которых они состоят, притягивают друг друга, и поэтому звезды, эти газовые шары, все время стремятся сжаться иод действием собственной тяжести. Лишь большой запас внутренней энергии, быстрое беспорядочное движение атомов препятствуют этому сжатию. Но когда истощатся энергетические ресурсы звезды, сжатие ее неизбежно. При этом если масса звезды не больше, чем у Солнца, то, сжавшись, она превратится в так называемый белый карлик с диаметром несколько тысяч километров (размер небольшой планеты). Такие звезды давно известны. Плотность вещества в некоторых из них в сотни тысяч раз больше, чем плотность воды. Но если звезда имеет массу раза в полтора-два большую, чем Солнце, сжатие ее ие остановится на стадии белого карлика. Огромная звезда уменьшится до размера всего нескольких километров и перестанет сжиматься только тогда, когда плотность вещества в ней будет близка к плотности атомных ядер — 10м г/с,чл. При такой плотности электроны начнут взаимодействовать с иро-топами ядер, образуя нейтроны. Такая звезда должна состоять в основном из пейтронов. В отличие от белых карликов, нейтронные звезды в природе пока не обнаружены: нз-за крошечного размера их светимость чрезвычайно мала, поэтому увидеть irx можно только с очень небольшого расстояния. Расчеты показывают, что в течение нескольких сотен лет после образования нейтронные звезды должны иметь температуру в миллионы градусов и излучать в основном рентге-
|
Галактика |
|
|