ЕНКМ_3 часть

иметь одинаковый химический состав. Газопылевое облако может быть слегка разогрето ближайшими звездами, только что родившимися, и начинает светиться как любой нагретый до высокой температуры газ. В этом случае мы имеем дело с эмиссионными туманностями. Они светятся в цветах спектральных линий водорода, из которого по большей части и состоят. Температура газа в излучающей туманности может доходить до миллионов градусов. Если туманность не прогревается, то её температура едва может превышать 0o K , и только относительная близость к нам туманности делает туманность видимой. В этом случае мы имеем дело с темной туманностью. Пылевые частицы отражают и рассеивают свет, и мы видим голубоватое свечение холодного облака. Это и есть отражающая туманность. Уместно в этой связи отметим то, что на участке галактической орбиты, по которому в настоящее время движется Солнце, располагается Местное межзвездное облако, относящееся к типу темных туманностей, внутрь которого оно погрузилось и выйдет из него через 10 000 лет.

Наблюдаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные, отличающиеся друг от друга строением, составом звезд и физическими характеристиками. Шаровые скопления содержат в среднем ~ 105 107 в основном старых звезд и имеют хорошо заметную шаровую симметрию. Их средний диаметр оказывается равным ~ 30 св. лет. Они показывают ярко выраженную концентрацию своих членов к их центру, где в 1 пс 3 содержится много сотен звезд. Скопления движутся вокруг центра Галактики по сильно вытянутым орбитам. Их насчитывается примерно 500, они

131

образуют вокруг её центра сферическое облако: более молодые из них располагаются на периферии, а старые, наоборот, концентрируются ближе к центру Галактики. Встречаются они и в межгалактическом пространстве. Это самые старые образования в Галактике, их возраст насчитывается ~ 1010 1014 лет, и в них нет газа.

Рассеянные скопления содержат относительно мало, в среднем ~ 160 звезд. Они не имеют правильной формы. Средняя пространственная плотность составляет от 1 до 5 звезд в 1 пс 3 , что на 1-1.5 порядка выше чем у звезд поля (то есть, не входящих в скопление). В центральных областях скоплений звездная плотность выше и составляет до 80 звезд в 1 пс 3 . Их размеры колеблются в интервале от 6 до 300 св. лет, но подавляющее число скоплений имеют размеры от 6 до 22 св. лет. Средняя плотность вещества в 1 пс 3 в скоплении порядка 1-5 масс Солнца. Число известных рассеянных скоплений порядка 500, хотя по теоретическим оценкам их должно быть ~ 18 000. Они концентрируются вблизи плоскости галактики. В них содержатся в основном молодые звезды, имеющие голубой и белый цвет, гиганты практически отсутствуют, а красных гигантов нет. Встречается много звезд, в спектрах которых наблюдаются линии металлов, а также много двойных и переменных звезд. Все они относятся к категории молодых. Возраст рассеянных скоплений оказывается ~ 106.5 109 лет, это очень молодые образования, в которых продолжается появление звезд.

Выявляются в галактике и движущиеся скопления, имеющие значительные угловые размеры. Их обнаружено пока ~ 10 с числом

132

от 10 до 15 членов. Это те же рассеянные скопления, но их отличительной чертой является то, что все его члены имеют значительные по величине и схожие по направлению пространственные скорости движения. В этих скоплениях звездная плотность (число звезд в 1 пс 3 ) невелика, даже меньше чем плотность звезд поля.

Образованиями, похожими на скопления, являются звездные ассоциации. Это весьма компактные группы звезд, имеющих схожий спектральный тип, одинаковые вид переменности или же другие общие свойства. Они состоят из относительно небольшого числа очень молодых звезд, таких как голубые гиганты и звезды-карлики, центром конденсации которых является ядро рассеянного скопления. Их размеры порядка от 120 до 600 св. лет. В богатых ассоциациях насчитывается ~ 1 000, а в бедных не более 15-30 членов, где идет активный процесс звездообразования. Ассоциации в отличие от рассеянных скоплений являются весьма разряженными и практически, за исключением молодости, ничем не выделяются на окружающем фоне звезд.

Звезды, действительно, являются единственными источниками света в Космосе, а потому они и видимы. Более 90% видимого света в «нашей» ячейке сосредоточено в них. Звезды долгие годы освещают окружающие их области космического пространства. Они светятся за счет термоядерных реакций, которые протекают в их центральных областях. Мир звезд настолько богат видами, что говорить о каком-то одном стандарте, по отношению к которому их можно было бы сравнивать, не приходится. Заметим лишь то, что все фундаментальные характеристики звезд обычно выражаются в солнечных единицах.

133

Звезды бывают разного цвета, который зависит от её температуры во внешних слоях. Последняя меняется от 40 000-50 000 o K (белоголубые звезды) до 3 000-4 000 o K (красные звезды). По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть представители, светимость которых превосходит светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики». Их светимости меньше солнечной, иногда в тысячи раз. Солнце также является «карликом» и в этом смысле оказывается заурядной звездой. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Так, очень мало объектов, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца в 330 тыс. раз больше массы Земли. Зато радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды по размерам, не превышающим земной шар (белые карлики) и есть гигантские звезды, внутри которых могла свободно бы разместиться орбита Марса (~ 200 млн. км). В звездном мире встречаются как очень молодые, только что родившиеся, так очень старые, умирающие. Попадаются и экзотические объекты, такие как нейтронные звезды и чёрные дыры. Более 50% процентов звезд предпочитают жить парами или входить в состав кратных звездных систем. Солнце в этом плане является одиночной звездой.

В табл. 1.3 мы ещё не упомянули такие объекты Галактики как планеты, спутники планет, астероиды, метеоры, кометы, межпланетную пыль, газ и т.д. В этой связи отметим следующее. Примерно у 500 звезд обнаружены планеты, которые по большей части своими характеристиками напоминают нашу планету-гигант

134

Юпитер. Что касается планетных систем, то в деталях нам хорошо известна только солнечная. Но на её описании мы останавливаться не будем, так как об объектах Солнечной системы за последние годы, благодаря запускам специальных космических обсерваторий, получен обширный материал и издано много литературы, с которой несложно будет ознакомиться.

Итак, из вышеизложенного можно сделать следующие выводы:

1)Место, занимаемое нами в ячейке Хаббла, ничем особо не выделяется и не является примечательным;

2)В предложенной нами модели Сверхвселенной, в которой структурной единицей выступает ячейка Хаббла, её развитие может продолжаться сколь угодно долго, хотя продолжительность жизни её структурных единиц, по-видимому, может оказаться конечной;

3)По сути, чтобы понять процесс рождения «нашей» ячейки Хаббла, особенно на её самых ранних стадиях, нам нужно детально разобраться со структурой атомного ядра и с процессами образования фундаментальных и элементарных частиц.

Подумайте и ответьте:

1.Что понимается под Метагалактикой?

2.Что в современной физике понимается под Вселенной?

3.Что служит «кирпичиком» или структурной единицей во Вселенной?

4.Какие самые крупные структурные единицы мы наблюдаем в

Метагалактике?

135

5.Что подразумевается под такими понятиями как ячейка Хаббла и Сверхвселенная?

6.Что такое ячеисто-сетчатая структура Вселенной и как она проявляется в наблюдениях?

7.Какие данные наблюдений указывают на то, что Вселенная не является стационарной в настоящее время?

136

ГЛАВА 2

§ 2.1. СВЕРХПРОВОДИМОСТЬ

2.1.1. История открытия сверхпроводимости

Ключевые даты:

1911 г. – открытие явления сверхпроводимости (Х. Камерлинг-Оннес). Проводил измерения электрического сопротивления ртути при низких температурах. Оннес хотел выяснить, сколь малым может стать сопротивление вещества электрическому току, если максимально очистить вещество от примесей и максимально снизить «тепловой шум», т.е. уменьшить температуру.

Рис. 2.1: Рисунок скопирован с одной из первых работ Оннеса, посвященной сверхпроводимости.

137

1933 г. – открытие эффекта Мейснера (В. Мейснер и Р. Оксенфельд). Эффект Мейснера заключается в том, что постоянное не слишком сильное магнитное поле выталкивается из сверхпроводящего образца. В толще сверхпроводника магнитное поле ослабляется до нуля, сверхпроводимость и магнетизм можно назвать как бы противоположными свойствами.

Рис. 2.2: Эффект Мейснера.

1935 г. – объяснение поведения сверхпроводника в магнитном поле (Ф. Лондон и Г. Лондон).

1950 г. – построение общей теории сверхпроводимости (В.Л. Гинзбург, Л.Д. Ландау).

1957 г. – открытие механизма явления (Дж. Бардин, Л. Купер и Дж. Шриффер).

1930-е гг. (Л.В. Шубников), 1950-е гг. (А.А. Абрикосов) – исследования сверхпроводников II рода.

1960 г. – исследования «жестких» сверхпроводников (Дж. Кюнцлер).

138

1962 г. – исследования на контактах сверхпроводников (Б. Джозефсон).

1986 г. – открытие высокотемпературных сверхпроводников (А. Мюллер и Г. Беднорц).

2.1.2. Физика сверхпроводимости

2.1.2.1. Сверхпроводимость – фазовый переход второго рода

Сверхпроводимость – свойство некоторых материалов обладать нулевым электрическим сопротивлением при достижении ими температуры ниже определенного значения. Существует множество чистых элементов, сплавов и керамик, переходящих в сверхпроводящее состояние. Температурный интервал перехода в сверхпроводящее состояние для чистых образцов не превышает тысячных долей Кельвина и поэтому имеет смысл определённое значение Тс – температура перехода в сверхпроводящее состояние. Эта величина называется критической температурой.

Сверхпроводимость относится к фазовым переходам II рода. Фазовый переход – это процесс изменения фазового состояния вещества при изменении внешних условий (переход из одного агрегатного состояния в другое, переход из одной кристаллической модификации в другую, переход проводника в сверхпроводящее состояние и т.д.).

При фазовых переходах резко меняются физические свойства вещества. В зависимости от того, как меняются эти свойства,

139

различают фазовые переходы первого и второго порядка. Все переходы одного рода имеют сходные свойства.

Порядок фазового перехода определяется младшей производной потенциала Гиббса, которая испытывает скачок.

Рис. 2.3: Зависимость теплоемкости от температуры вблизи сверхпроводящего перехода. Штриховой линией обозначен ход теплоемкости нормального металла.

В 1934 г. голландские физики К. Гортер и Х. Казимир предложили рассматривать сверхпроводник как смесь двух электронных жидкостей – нормальной и сверхпроводящей. Нормальная электронная жидкость обладает теми же свойствами, что и электроны в нормальном металле, а сверхпроводящая течет без трения. Обе жидкости сосуществуют, они как бы тщательно перемешаны, в каждом кусочке сверхпроводника есть электроны обоих сортов. Количество, или, точнее, доля, сверхпроводящих электронов зависит только от температуры. Когда металл охлаждается до критической температуры, то появляются сверхпроводящие

140