»Ostanki eksplodiranega jedra so znani kot nevtronska zvezda. Nevtronske zvezde se vrtijo zelo hitro, oddajajo svetlobo in radijske valove, ki se ob prehodu mimo Zemlje zdijo kot svetloba kozmičnega svetilnika.

Zaradi nihanj v svetlosti teh valov so astronomi takšne zvezde imenovali pulsarji. Najhitrejši pulsarji se vrtijo s skoraj 1000 vrtljaji na sekundo." (1)

»Do danes jih je bilo odprtih več kot dvesto. S snemanjem sevanja pulzarjev na različnih, a podobnih frekvencah je bilo mogoče iz zakasnitve signala na daljši valovni dolžini (ob predpostavki določene gostote plazme v medzvezdnem mediju) določiti razdaljo do njih. Izkazalo se je, da se vsi pulsarji nahajajo na razdaljah od 100 do 25.000 svetlobnih let, tj. pripadajo naši galaksiji in se združujejo blizu ravnine. Rimska cesta(slika 7)". (2)

Črne luknje

»Če ima zvezda dvakrat večjo maso od Sonca, lahko proti koncu svojega življenja zvezda eksplodira kot supernova, če pa je masa materiala, ki ostane po eksploziji, še vedno večja od dvakratne mase Sonca, bi morala zvezda se sesede v gosto drobno telo, saj gravitacijske sile popolnoma zatrejo kakršen koli upor proti stiskanju. Znanstveniki verjamejo, da ravno v tem trenutku katastrofalen gravitacijski kolaps povzroči nastanek črne luknje. Menijo, da s koncem termonuklearnih reakcij zvezda ne more biti več v stabilnem stanju. Nato za masivno zvezdo ostane ena neizogibna pot: pot splošnega in popolnega stiskanja (kolapsa), ki jo spremeni v nevidno črno luknjo.

Leta 1939 sta se R. Oppenheimer in njegov podiplomski študent Snyder na Univerzi v Kaliforniji (Berkeley) ukvarjala z razjasnitvijo končne usode velike mase hladne snovi. Ena najbolj impresivnih posledic Einsteinove splošne teorije relativnosti se je izkazala za naslednjo: ko se velika masa začne sesedati, tega procesa ni mogoče ustaviti in masa se sesede v črno luknjo. Če se na primer nerotacijska simetrična zvezda začne krčiti na kritično velikost, znano kot gravitacijski polmer ali Schwarzschildov polmer (poimenovan po Karlu Schwarzschildu, ki je prvi opozoril na njen obstoj). Če zvezda doseže ta radij, potem ji nič ne more preprečiti, da bi do konca propadla, torej da bi se dobesedno zaprla vase.

Kaj so fizikalne lastnosti"črne luknje" in kako znanstveniki pričakujejo, da bodo odkrili te predmete? Mnogi znanstveniki so razmišljali o teh vprašanjih; Prejetih je nekaj odgovorov, ki lahko pomagajo pri iskanju tovrstnih predmetov.

Že samo ime - črne luknje - nakazuje, da gre za razred predmetov, ki jih ni mogoče videti. Njihovo gravitacijsko polje je tako močno, da če bi se nekako lahko približali črni luknji in usmerili žarek najmočnejšega žarometa stran od njene površine, potem tega žarometa ne bi bilo mogoče videti niti z razdalje, ki ne presega razdalje od Zemlje do Sonca. Dejansko, tudi če bi lahko skoncentrirali vso sončno svetlobo v tem močnem reflektorju, ga ne bi videli, saj svetloba ne bi mogla premagati vpliva gravitacijskega polja črne luknje nanjo in zapustiti njene površine. Zato takšno površino imenujemo absolutni horizont dogodkov. Predstavlja mejo črne luknje.

Znanstveniki ugotavljajo, da teh nenavadnih predmetov ni enostavno razumeti, medtem ko ostajajo v okviru Newtonovega zakona gravitacije. Blizu površine črne luknje je gravitacija tako močna, da običajni Newtonovi zakoni tukaj ne veljajo več. Nadomestiti jih je treba z zakoni Einsteinove splošne teorije relativnosti. Po eni od treh posledic Einsteinove teorije naj bi svetloba, ko zapusti masivno telo, doživela rdeči premik, saj izgubi energijo, da premaga gravitacijsko polje zvezde. Sevanje, ki prihaja iz goste zvezde, kot je bela pritlikavka Sirius A, je le rahlo premaknjeno rdeče. Gostejša ko je zvezda, večji je ta premik, tako da nobeno sevanje v vidnem območju spektra ne prihaja iz super-goste zvezde. Če pa se gravitacijski učinek zvezde poveča zaradi njenega stiskanja, se izkaže, da so gravitacijske sile tako velike, da svetloba zvezde sploh ne more zapustiti. Tako je za vsakega opazovalca možnost, da bi videl črno luknjo, popolnoma izključena! Toda potem se seveda pojavi vprašanje: če ni vidno, kako ga potem lahko odkrijemo? Da bi odgovorili na to vprašanje, se znanstveniki poslužujejo spretnih trikov. Ruffini in Wheeler sta temeljito preučila to težavo in predlagala več načinov, če že ne videti, pa vsaj odkriti črno luknjo. Začnimo z dejstvom, da ko se črna luknja rodi v procesu gravitacijskega sesedanja, bi morala oddajati gravitacijske valove, ki bi lahko prečkali vesolje s svetlobno hitrostjo in pri kratek čas izkrivljajo geometrijo vesolja blizu Zemlje. To popačenje bi se pokazalo v obliki gravitacijskih valov, ki bi istočasno delovali na enake instrumente, nameščene na površini tal na precejšnji razdalji drug od drugega. Gravitacijsko sevanje bi lahko prihajalo iz zvezd, ki so podvržene gravitacijskemu kolapsu. Če znotraj običajno življenje zvezda se je vrtela, nato pa se bo krčila in postajala vse manjša, vrtela se bo vse hitreje in ohranjala svoj moment. Končno lahko doseže stopnjo, ko se hitrost gibanja na njegovem ekvatorju približa svetlobni hitrosti, to je največji možni hitrosti. V tem primeru bi bila zvezda močno deformirana in bi lahko izvrgla nekaj snovi. S takšno deformacijo bi lahko energija uhajala iz zvezde v obliki gravitacijskih valov s frekvenco približno tisoč nihajev na sekundo (1000 Hz).

Roger Penrose, profesor matematike na Birkbeck College Univerze v Londonu, je preučil nenavaden primer propada in nastanka črne luknje. Priznava, da črna luknja izgine in se nato pojavi ob drugem času v nekem drugem vesolju. Poleg tega trdi, da je rojstvo črne luknje med gravitacijskim kolapsom pomemben pokazatelj, da se z geometrijo vesolja-časa dogaja nekaj nenavadnega. Penroseova raziskava kaže, da se kolaps konča z nastankom singularnosti (iz latinskega singularius - ločen, en sam), torej naj bi se nadaljeval do ničelnih dimenzij in neskončne gostote objekta. Zadnji pogoj omogoča, da se drugo vesolje približa naši singularnosti in možno je, da bo singularnost prešla v to novo vesolje. Lahko se celo pojavi kje drugje v našem vesolju.

Nekateri znanstveniki vidijo nastanek črne luknje kot majhen model tega, kar splošna relativnost napoveduje, da se bo na koncu zgodilo z vesoljem. Splošno sprejeto je, da lahko v vesolju, ki se vedno širi, in eno najpomembnejših in perečih vprašanj znanosti zadeva naravo vesolja, njegovo preteklost in prihodnost. Brez dvoma vsi sodobni rezultati opazovanj kažejo na širjenje vesolja. Vendar danes eden najbolj kočljiva vprašanja je to: ali se stopnja tega širjenja upočasnjuje, in če se, ali se bo vesolje v desetinah milijard let skrčilo in oblikovalo singularnost. Očitno bomo nekega dne lahko ugotovili, po kateri poti sledi vesolje, morda pa bomo lahko že veliko prej, s preučevanjem informacij, ki uhajajo ob rojstvu črnih lukenj, in fizikalnih zakonov, ki vladajo njihovi usodi, napovedali njihova končna usoda Vesolje (slika 8)«. (1)

V vesolju se zgodi marsikaj neverjetnega, zaradi česar se pojavijo nove zvezde, izginejo stare in nastanejo črne luknje. Eden izmed veličastnih in skrivnostnih pojavov je gravitacijski kolaps, ki konča razvoj zvezd.

Zvezdna evolucija je cikel sprememb, skozi katere gre zvezda v svojem življenju (milijone ali milijarde let). Ko vodika v njem zmanjka in se spremeni v helij, nastane helijevo jedro, sam pa se začne spreminjati v rdečega velikana - zvezdo poznih spektralnih razredov, ki ima visoko svetilnost. Njihova masa je lahko 70-krat večja od mase Sonca. Zelo svetle supergigante imenujemo hipergiganti. Poleg visoke svetlosti jih odlikuje kratka življenjska doba.

Bistvo propada

Ta pojav se šteje končna točka razvoj zvezd, katerih teža je večja od treh Sončevih mas (teža Sonca). Ta količina se uporablja v astronomiji in fiziki za določanje teže drugih vesoljskih teles. Do kolapsa pride, ko gravitacijske sile povzročijo, da se ogromna kozmična telesa z veliko maso zelo hitro stisnejo.

Zvezde, ki tehtajo več kot tri sončne mase, vsebujejo dovolj materiala za dolgotrajne termonuklearne reakcije. Ko zmanjka snovi, se termonuklearna reakcija ustavi in ​​zvezde niso več mehansko stabilne. To vodi do dejstva, da se začnejo stiskati proti središču z nadzvočno hitrostjo.

Nevtronske zvezde

Ko se zvezde sesedejo, se ustvari notranji pritisk. Če raste z zadostno silo, da ustavi gravitacijsko stiskanje, se pojavi nevtronska zvezda.

Tako kozmično telo ima preprosto strukturo. Zvezda je sestavljena iz jedra, ki ga pokriva skorja, ta pa je sestavljena iz elektronov in atomskih jeder. Debelo je približno 1 km in je razmeroma tanko v primerjavi z drugimi telesi, najdenimi v vesolju.

Teža nevtronskih zvezd je enaka teži Sonca. Razlika med njimi je, da je njihov polmer majhen - ne več kot 20 km. Znotraj njih medsebojno delujejo atomska jedra in tako tvorijo jedrsko snov. Pritisk z njene strani preprečuje nevtronski zvezdi nadaljnje krčenje. Ta vrsta zvezd je zelo drugačna visoka hitrost vrtenje. V eni sekundi so sposobni narediti na stotine vrtljajev. Proces rojstva se začne z eksplozijo supernove, ki se pojavi med gravitacijskim kolapsom zvezde.

Supernove

Eksplozija supernove je fenomen nenadna sprememba svetlost zvezde. Nato začne zvezda počasi in postopoma bledeti. Tako se konča zadnja stopnja gravitacijski kolaps. Celotno kataklizmo spremlja sprostitev velika količina energije.

Treba je opozoriti, da lahko prebivalci Zemlje ta pojav vidijo šele naknadno. Svetloba doseže naš planet kasneje dolgo obdobje po pojavu izbruha. To je povzročilo težave pri določanju narave supernov.

Hlajenje nevtronske zvezde

Po koncu gravitacijskega krčenja, ki je povzročilo nastanek nevtronske zvezde, je njena temperatura zelo visoka (veliko višja od temperature Sonca). Zvezda se ohladi zaradi ohlajanja nevtrinov.

V nekaj minutah lahko njihova temperatura pade 100-krat. V naslednjih sto letih - še 10-krat. Ko se zmanjša, se proces hlajenja znatno upočasni.

Oppenheimer-Volkoffova meja

Po eni strani ta indikator odraža največjo možno težo nevtronske zvezde, pri kateri je gravitacija kompenzirana z nevtronskim plinom. To preprečuje, da bi se gravitacijski kolaps končal v črni luknji. Po drugi strani pa je tako imenovana Oppenheimer-Volkoffova meja tudi spodnji prag za težo črne luknje, ki je nastala med razvojem zvezd.

Zaradi številnih netočnosti je težko določiti natančna vrednost ta parameter. Ocenjuje pa se, da je v območju od 2,5 do 3 sončne mase. Znanstveniki pravijo, da je trenutno najtežja nevtronska zvezda J0348+0432. Njegova teža je večja od dveh sončnih mas. Sama teža svetlo črna Luknja je 5-10 sončnih mas. Astrofiziki pravijo, da so ti podatki eksperimentalni in se nanašajo le na trenutno znane nevtronske zvezde in črne luknje ter nakazujejo možnost obstoja masivnejših.

Črne luknje

Črna luknja je eden najbolj neverjetnih pojavov v vesolju. Predstavlja območje prostora-časa, kjer gravitacijska privlačnost ne dovoli nobenim predmetom, da bi pobegnili iz njega. Tudi telesa, ki se lahko gibljejo s svetlobno hitrostjo (vključno s kvanti same svetlobe), je ne morejo zapustiti. Pred letom 1967 so črne luknje imenovali "zmrznjene zvezde", "kolapsarji" in "zrušene zvezde".

Črna luknja ima svoje nasprotje. Imenuje se bela luknja. Kot veste, je nemogoče priti ven iz črne luknje. Kar se tiče belih, jih ni mogoče prebiti.

Poleg gravitacijskega kolapsa lahko nastanek črne luknje povzroči kolaps v središču galaksije ali protogalaktičnega očesa. Obstaja tudi teorija, da so črne luknje nastale kot posledica velikega poka, tako kot naš planet. Znanstveniki jih imenujejo primarni.

V naši Galaksiji je ena črna luknja, ki je po mnenju astrofizikov nastala zaradi gravitacijskega kolapsa supermasivnih objektov. Znanstveniki pravijo, da takšne luknje tvorijo jedra številnih galaksij.

Astronomi v Združenih državah kažejo, da je velikost velikih črnih lukenj morda precej podcenjena. Njihove domneve temeljijo na dejstvu, da mora biti masa črne luknje v središču galaksije M87 vsaj 6,5 milijarde sončnih mas. Trenutno je splošno sprejeto, da je teža največje črne luknje 3 milijarde sončnih mas, torej več kot pol manj.

Sinteza črne luknje

Obstaja teorija, da se lahko ti predmeti pojavijo kot posledica jedrskih reakcij. Znanstveniki so jih poimenovali kvantna črna darila. Njihov najmanjši premer je 10 -18 m, najmanjša masa pa 10 -5 g.

Veliki hadronski trkalnik je bil zgrajen za sintezo mikroskopskih črnih lukenj. Predpostavljalo se je, da bo z njegovo pomočjo mogoče ne samo sintetizirati črno luknjo, temveč tudi simulirati Big Bang, kar bi omogočilo poustvariti proces nastajanja številnih vesoljskih objektov, vključno s planetom Zemljo. Vendar poskus ni uspel, ker ni bilo dovolj energije za ustvarjanje črnih lukenj.

Bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje so različne oblike zadnja stopnja evolucije zvezd. Mlade zvezde pridobivajo energijo iz termonuklearnih reakcij, ki potekajo v zvezdni notranjosti; Med temi reakcijami se vodik pretvori v helij. Ko se porabi določen delež vodika, se nastalo helijevo jedro začne krčiti. Nadaljnji razvoj zvezde je odvisen od njene mase, natančneje od tega, kako je povezana z določeno kritično vrednostjo, imenovano Chandrasekharjeva meja. Če je masa zvezde manjša od te vrednosti, potem tlak degeneriranega elektronskega plina ustavi stiskanje (kolaps) helijevega jedra, preden njegova temperatura doseže tako visoko vrednost, ko se začnejo termonuklearne reakcije, med katerimi se helij pretvori v ogljik . Medtem se zunanji sloji razvijajoče se zvezde razmeroma hitro odvržejo. (Predvideva se, da tako nastanejo planetarne meglice.) Bela pritlikavka je helijevo jedro, obdano z bolj ali manj razširjeno vodikovo lupino.

Pri masivnejših zvezdah se helijevo jedro še naprej krči, dokler helij ne "izgori". Energija, ki se sprosti, ko se helij spremeni v ogljik, prepreči nadaljnje sesedanje jedra - vendar ne za dolgo. Ko je helij popolnoma porabljen, se stiskanje jedra nadaljuje. Temperatura spet naraste, začnejo se druge jedrske reakcije, ki potekajo, dokler ne izčrpa energije, shranjene v atomskih jedrih. Na tej točki je jedro zvezde že sestavljeno iz čistega železa, ki igra vlogo jedrskega "pepela". Zdaj nič ne more preprečiti nadaljnjega kolapsa zvezde - nadaljuje se, dokler gostota njene snovi ne doseže gostote atomskih jeder. Močno stiskanje snovi v osrednjih predelih zvezde povzroči eksplozijo ogromne sile, zaradi katere zunanje plasti zvezde letijo narazen z ogromnimi hitrostmi. Prav te eksplozije astronomi povezujejo s pojavom supernov.

Usoda kolapsirajočega zvezdnega ostanka je odvisna od njegove mase. Če je masa manjša od približno 2,5M 0 (masa Sonca), potem je tlak zaradi "ničelnega" gibanja nevtronov in protonov dovolj velik, da prepreči nadaljnje gravitacijsko stiskanje zvezde. Predmeti, v katerih je gostota snovi enaka (ali celo večja) gostoti atomskih jeder, se imenujejo nevtronske zvezde. Njihove lastnosti sta v tridesetih letih prejšnjega stoletja prvič proučevala R. Oppenheimer in G. Volkov.

Po Newtonovi teoriji se polmer zvezde v kolapsu v končnem času zmanjša na nič, gravitacijski potencial pa neomejeno narašča. Einsteinova teorija prikazuje drugačen scenarij. Hitrost fotona se zmanjšuje, ko se približuje središču črne luknje, in postane enaka nič. To pomeni, da z vidika zunanjega opazovalca foton, ki pade v črno luknjo, ne bo nikoli dosegel njenega središča. Ker se delci snovi ne morejo gibati hitreje od fotona, bo polmer črne luknje dosegel mejno vrednost v neskončnem času. Še več, fotoni, oddani s površine črne luknje, med kolapsom doživljajo vse večji rdeči premik. Z vidika zunanjega opazovalca se objekt, iz katerega nastane črna luknja, sprva krči z vedno večjo hitrostjo; nato pa se njen polmer začne vedno počasneje zmanjševati.

Ne da bi imeli notranjih virov energije, se nevtronske zvezde in črne luknje hitro ohladijo. In ker je njihova površina zelo majhna - le nekaj deset kvadratnih kilometrov - bi morali pričakovati, da je svetlost teh objektov izjemno nizka. Dejansko toplotnega sevanja s površine nevtronskih zvezd ali črnih lukenj še niso opazili. Nekatere nevtronske zvezde pa so močni viri netoplotnega sevanja. Govorimo o tako imenovanih pulsarjih, ki jih je leta 1967 odkrila Jocelyn Bell, podiplomska študentka Univerze v Cambridgeu. Bell je proučeval radijske signale, posnete z opremo, ki jo je razvil Anthony Hewish za preučevanje sevanja nihajočih radijskih virov. Med številnimi posnetki kaotično utripajočih virov je opazila enega, kjer so se izbruhi ponavljali z jasno periodičnostjo, čeprav so bili različni po intenzivnosti. Podrobnejša opazovanja so potrdila ravno periodično naravo pulzov, pri preučevanju drugih zapisov pa so odkrili še dva vira z enakimi lastnostmi. Opažanja in teoretična analiza kažejo, da so pulzarji hitro vrteče se nevtronske zvezde z nenavadno močnimi magnetnimi polji. Pulzirajočo naravo sevanja povzroča žarek žarkov, ki izhaja iz "vročih točk" na (ali blizu) površine rotirajoče nevtronske zvezde. Podroben mehanizem tega sevanja za znanstvenike še vedno ostaja skrivnost.

Več nevtronskih zvezd je bilo odkritih kot del tesnih binarnih sistemov. Prav te (in nobena druga) nevtronske zvezde so močni viri rentgenskega sevanja. Predstavljajmo si tesno dvojno zvezo, katere ena komponenta je velikan ali supergigant, druga pa kompaktna zvezda. Pod vplivom gravitacijskega polja kompaktne zvezde lahko plin izteka iz redčene atmosfere velikana: takšni plinski tokovi v tesnih binarnih sistemih, ki so jih dolgo odkrili s spektralnimi analizami, so dobili ustrezno teoretično razlago. Če je kompaktna zvezda v binarnem sistemu nevtronska zvezda ali črna luknja, se lahko molekule plina, ki uhajajo iz druge komponente sistema, pospešijo do zelo visokih energij. Zaradi trkov med molekulami se kinetična energija plina, ki pade na kompaktno zvezdo, sčasoma pretvori v toploto in sevanje. Kot kažejo ocene, sproščena energija v tem primeru v celoti pojasni opazovano intenzivnost rentgenskega sevanja iz binarnih sistemov te vrste.

V Einsteinovi splošni teoriji relativnosti zasedajo črne luknje isto mesto kot ultrarelativistični delci v njegovi posebni teoriji relativnosti. Če pa je svet ultrarelativističnih delcev – fizika visokih energij – poln neverjetnih pojavov, ki igrajo pomembno vlogo v eksperimentalni fiziki in opazovalni astronomiji pojavi, povezani s črnimi luknjami, še vedno povzročajo samo presenečenje. Sčasoma bo fizika črnih lukenj dala rezultate, ki so pomembni za kozmologijo, vendar je za zdaj ta veja znanosti v glavnem " igrišče"za teoretike. Ali iz tega ne izhaja, da nam Einsteinova teorija gravitacije daje manj informacij o vesolju kot Newtonova teorija, čeprav je v teoretičnem smislu bistveno boljša od nje? sploh ne! Za razliko od Newtonove teorije Einsteinova teorija predstavlja temelj samokonsistentnega modela resničnega vesolja kot celote, da ima ta teorija veliko neverjetnih in preizkušljivih napovedi in končno zagotavlja vzročnost med prosto padajočimi, nerotirajućimi referenčnimi sistemi in porazdelitvijo, kot tudi gibanje mase v vesolju.

Ta objava je povzetek pete lekcije v programu tečaja astrofizike za srednja šola. Vsebuje opis eksplozij supernov, procesov nastajanja nevtronskih zvezd (pulzarjev) in črnih lukenj zvezdnih mas, tako posamičnih kot v zvezdnih parih. Pa še nekaj besed o rjavih pritlikavkah.

Najprej bom ponovil sliko, ki prikazuje razvrstitev vrst zvezd in njihov razvoj glede na njihove mase:

1. Izbruhi novih in supernov.
Gorenje helija v globinah zvezd se konča z nastankom rdečih velikank in njihovimi izbruhi kot novo z izobrazbo bele pritlikavke ali nastanek rdečih supergigantov in njihovih izbruhov kot supernove z izobrazbo nevtronske zvezde oz črne luknje, kot tudi meglice iz lupin, ki jih vržejo te zvezde. Pogosto mase izvrženih lupin presegajo mase "mumij" teh zvezd - nevtronskih zvezd in črnih lukenj. Da bi razumeli obseg tega pojava, bom posredoval videoposnetek eksplozije supernove 2015F na razdalji 50 milijonov svetlobnih let od nas. leta galaksije NGC 2442:

Drug primer je supernova leta 1054 v naši galaksiji, zaradi katere sta na razdalji 6,5 tisoč svetlobnih let od nas nastala meglica Rakovica in nevtronska zvezda. leta. V tem primeru je masa nastale nevtronske zvezde ~ 2 sončni masi, masa izvržene lupine pa ~ 5 sončnih mas. Sodobniki so ocenili, da je svetlost te supernove približno 4-5-krat večja od svetlosti Venere. Če bi takšna supernova vzplamtela tisočkrat bližje (6,5 svetlobnih let), potem bi se na našem nebu zaiskrila 4000-krat bolj svetlejši od lune, a stokrat šibkejši od Sonca.

2. Nevtronske zvezde.
Zvezde velikih mas (razredi O, B, A) po zgorevanju vodika v helij in v procesu zgorevanja helija predvsem v ogljik vstopita kisik in dušik v dokaj kratko fazo rdeči supergigant in po zaključku cikla helij-ogljik tudi odvržejo lupino in izbruhnejo kot "Supernove". Njihove globine so tudi stisnjene pod vplivom gravitacije. Toda pritisk degeneriranega elektronskega plina ne more več, tako kot pri belih pritlikavkah, ustaviti tega gravitacijskega samostiskanja. Zato se temperatura v črevesju teh zvezd dvigne in v njih se začnejo pojavljati termonuklearne reakcije, zaradi katerih naslednje elemente Periodični sistemi. Do žleza.

Zakaj pred železom? Ker tvorba jeder z visokim atomskim številom ne vključuje sproščanja energije, temveč njeno absorpcijo. Toda odvzem iz drugih jeder ni tako enostaven. Seveda v globinah teh zvezd nastajajo elementi z visokim atomskim številom. Vendar v veliko manjših količinah kot železo.

Potem pa se evolucija razcepi. Ne preveč masivne zvezde (razredi A in delno IN) spremeniti v nevtronske zvezde. V kateri se elektroni dobesedno vtisnejo v protone in se večina telesa zvezde spremeni v ogromno nevtronsko jedro. Sestavljen iz navadnih nevtronov, ki se dotikajo in celo stisnjeni drug v drugega. Gostota snovi je reda velikosti nekaj milijard ton na kubični centimeter. Tipično premer nevtronske zvezde- približno 10-20 kilometrov. Nevtronska zvezda je druga stabilna vrsta "mumije" mrtve zvezde. Njihove mase se običajno gibljejo od približno 1,3 do 2,1 sončne mase (glede na opazovalne podatke).

Posamezne nevtronske zvezde je skoraj nemogoče videti optično zaradi njihove izjemno nizke svetilnosti. Nekateri pa se znajdejo kot pulzarji. kaj je Skoraj vse zvezde se vrtijo okoli svoje osi in imajo dokaj močno magnetno polje. Naše Sonce se na primer zavrti okoli svoje osi v približno enem mesecu.

Zdaj pa si predstavljajte, da se bo njegov premer zmanjšal stotisočkrat. Jasno je, da se bo zaradi zakona o ohranitvi kotne količine vrtel veliko hitreje. In magnetno polje takšne zvezde blizu njene površine bo veliko redov velikosti močnejše od sončnega. Večina nevtronskih zvezd ima rotacijsko obdobje okoli svoje osi od desetink do stotink sekunde. Iz opazovanj je znano, da najhitreje vrteči se pulzar naredi le nekaj več kot 700 obratov okoli svoje osi na sekundo, najpočasnejši vrteči se en obrat naredi v več kot 23 sekundah.

Zdaj pa si predstavljajte, da magnetna os takšne zvezde, kot je Zemljina, ne sovpada z osjo vrtenja. Trdo sevanje takšne zvezde bo koncentrirano v ozkih stožcih vzdolž magnetne osi. In če se ta stožec "dotakne" Zemlje z rotacijsko periodo zvezde, potem bomo to zvezdo videli kot utripajoč vir sevanja. Kot svetilka, ki jo vrti naša roka.

Tak pulzar (nevtronska zvezda) je nastal po eksploziji supernove leta 1054, ki se je zgodila ravno med obiskom kardinala Humberta v Carigradu. Zaradi česar je prišlo do dokončnega preloma med katoliško in pravoslavne cerkve. Ta pulsar naredi 30 obratov na sekundo. In lupina, ki jo je izvrglo z maso ~ 5 sončnih mas, izgleda tako Rakova meglica:

3. Črne luknje (zvezdne mase).
Končno, dokaj masivne zvezde (razredi O in delno IN) dokončajo svoje življenjska pot tretja vrsta "mumije" - črna luknja. Tak objekt nastane, ko je masa zvezdnega ostanka tako velika, da se tlak kontaktnih nevtronov (tlak degeneriranega nevtronskega plina) v globini tega ostanka ne more upreti njegovemu gravitacijskemu samostiskanju. Opazovanja kažejo, da leži masna meja med nevtronskimi zvezdami in črnimi luknjami v bližini ~2,1 sončne mase.

Nemogoče je neposredno opazovati eno črno luknjo. Kajti noben delec ne more uiti z njegove površine (če obstaja). Tudi delec svetlobe je foton.

4. Nevtronske zvezde in črne luknje v dvozvezdnih sistemih.
Posamezne nevtronske zvezde in črne luknje z zvezdno maso so praktično neopazne. Toda v primerih, ko sta ena od dveh ali več zvezd v tesnih zvezdnih sistemih, postanejo takšna opazovanja možna. Ker lahko s svojo gravitacijo "izsesajo" zunanje lupine svojih sosedov, ki še vedno ostajajo običajne zvezde.

S tem "sesanjem" okoli nevtronske zvezde ali črne luknje, a akrecijski disk, katerega snov delno »zdrsne« proti nevtronski zvezdi ali črni luknji in jo delno vrže stran od nje v dveh curki. Ta postopek je mogoče posneti. Primer je binarni zvezdni sistem v SS433, katerega ena komponenta je nevtronska zvezda ali črna luknja. In drugi je še vedno navadna zvezda:

5. Rjave pritlikavke.
Zvezde z maso, ki je opazno manjša od sončne mase in do ~0,08 sončne mase, so rdeče pritlikavke razreda M. Delovale bodo po ciklu vodik-helij za čas, daljši od starosti vesolja. V objektih z maso, manjšo od te meje, iz več razlogov stacionarna dolgotrajna termonuklearna fuzija ni mogoča. Take zvezde imenujemo rjave pritlikavke. Njihova površinska temperatura je tako nizka, da so v optiki skoraj nevidni. Svetijo pa v infrardečem območju. Zaradi kombinacije teh razlogov se pogosto imenujejo podzvezde.

Masni razpon rjavih pritlikavk je od 0,012 do 0,08 sončne mase. Objekti z maso, manjšo od 0,012 sončne mase (~ 12 mas Jupitra), so lahko le planeti. Plinski velikani. Zaradi počasnega gravitacijskega samostiskanja sevajo opazno več energije, kot je prejmejo od svojih matičnih zvezd. Tako Jupiter glede na vsoto vseh razponov oddaja približno dvakrat toliko energije, kot jo prejme od Sonca.

Izračuni kažejo, da med eksplozijo supernove z M ~ 25 M ostane gosto nevtronsko jedro (nevtronska zvezda) z maso ~ 1,6 M. V zvezdah s preostalo maso M > 1,4 M, ki niso dosegle stopnje supernove, tudi tlak degeneriranega elektronskega plina ne more uravnotežiti gravitacijskih sil in zvezda je stisnjena v stanje jedrske gostote. Mehanizem tega gravitacijskega kolapsa je enak kot pri eksploziji supernove. Tlak in temperatura znotraj zvezde dosežeta takšne vrednosti, pri katerih se zdi, da so elektroni in protoni "stisnjeni" drug v drugega in kot posledica reakcije

po emisiji nevtrinov nastanejo nevtroni, ki zavzamejo veliko manjši fazni volumen kot elektroni. Pojavi se tako imenovana nevtronska zvezda, katere gostota doseže 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Značilna velikost nevtronske zvezde je 10 - 15 km. V nekem smislu je nevtronska zvezda velikansko atomsko jedro. Nadaljnjo gravitacijsko stiskanje preprečuje pritisk jedrske snovi, ki nastane zaradi interakcije nevtronov. To je tudi tlak degeneracije, kot prej v primeru bele pritlikavke, vendar je to tlak degeneracije veliko gostejšega nevtronskega plina. Ta tlak lahko zadrži mase do 3,2M.
Nevtrini, ki nastanejo v trenutku kolapsa, nevtronsko zvezdo precej hitro ohladijo. Po teoretičnih ocenah njegova temperatura pade z 10 11 na 10 9 K v času ~ 100 s. Poleg tega se hitrost hlajenja nekoliko zmanjša. Vendar je v astronomskem merilu precej visoka. Znižanje temperature z 10 9 na 10 8 K se zgodi v 100 letih in na 10 6 K v milijonu let. Zaznavanje nevtronskih zvezd z optičnimi metodami je precej težko zaradi njihove majhnosti in nizke temperature.
Leta 1967 sta Hewish in Bell na Univerzi v Cambridgeu odkrila kozmične vire periodičnega elektromagnetnega sevanja – pulzarje. Obdobja ponavljanja impulza večine pulsarjev ležijo v območju od 3,3·10 -2 do 4,3 s. Po sodobnih konceptih so pulzarji rotirajoče nevtronske zvezde z maso 1 - 3 M in premerom 10 - 20 km. Samo kompaktni objekti z lastnostmi nevtronskih zvezd lahko obdržijo svojo obliko, ne da bi se sesedli pri takšnih hitrostih vrtenja. Ohranjanje kotne količine in magnetno polje med nastankom nevtronske zvezde vodi do rojstva hitro vrtečih se pulsarjev z močnim magnetnim poljem B ~ 10 12 G.
Menijo, da ima nevtronska zvezda magnetno polje, katerega os ne sovpada z osjo vrtenja zvezde. V tem primeru sevanje zvezde (radijski valovi in vidna svetloba) drsi po Zemlji kot žarki svetilnika. Ko žarek prečka Zemljo, se zabeleži impulz. Samo sevanje nevtronske zvezde nastane zaradi dejstva, da se nabiti delci s površine zvezde premikajo navzven vzdolž silnic magnetnega polja in oddajajo elektromagnetne valove. Ta mehanizem radijskega oddajanja pulsarja, ki ga je prvi predlagal Gold, je prikazan na sl. 39.

Če žarek sevanja zadene opazovalca na zemlji, radijski teleskop zazna kratke impulze radijskega sevanja s periodo, ki je enaka rotacijski dobi nevtronske zvezde. Oblika impulza je lahko zelo kompleksna, kar je določeno z geometrijo magnetosfere nevtronske zvezde in je značilno za vsak pulsar. Obdobja vrtenja pulsarjev so strogo konstantna in natančnost merjenja teh obdobij doseže 14-mestne številke.
Trenutno so odkriti pulsarji, ki so del binarnih sistemov. Če pulzar kroži okoli druge komponente, je treba opazovati variacije v obdobju pulzarja zaradi Dopplerjevega učinka. Ko se pulzar približa opazovalcu, se zapisana perioda radijskih impulzov zaradi Dopplerjevega učinka zmanjša, ko se pulzar od nas oddalji, pa se njegova perioda poveča. Na podlagi tega pojava so odkrili pulzarje, ki so del dvojnih zvezd. Za prvi odkriti pulzar PSR 1913 + 16, ki je del binarnega sistema, je bila obhodna doba 7 ur 45 minut. Naravna obhodna doba pulzarja PSR 1913 + 16 je 59 ms.
Pulzarjevo sevanje naj bi povzročilo zmanjšanje hitrosti vrtenja nevtronske zvezde. Ta učinek je bil tudi ugotovljen. Vir intenzivnega rentgenskega sevanja je lahko tudi nevtronska zvezda, ki je del binarnega sistema.
Struktura nevtronske zvezde z maso 1,4 M in polmerom 16 km je prikazana na sl. 40.

I je tanka zunanja plast gosto zapakiranih atomov. V regijah II in III so jedra razporejena v obliki kubične mreže s telesnim središčem. Regija IV je sestavljena predvsem iz nevtronov. V območju V lahko snov sestavljajo pioni in hiperoni, ki tvorijo hadronsko jedro nevtronske zvezde. Nekatere podrobnosti zgradbe nevtronske zvezde se trenutno razjasnjujejo.
Nastanek nevtronskih zvezd ni vedno posledica eksplozije supernove. Drug možen mehanizem za nastanek nevtronskih zvezd med evolucijo belih pritlikavk v tesnih dvojnih zvezdnih sistemih. Pretok snovi iz zvezde spremljevalke na belo pritlikavko postopoma povečuje maso bele pritlikavke in ko doseže kritično maso (Chandrasekharjeva meja), se bela pritlikavka spremeni v nevtronsko zvezdo. V primeru, da se tok snovi po nastanku nevtronske zvezde nadaljuje, se lahko njena masa močno poveča in se lahko zaradi gravitacijskega kolapsa spremeni v črno luknjo. To ustreza tako imenovanemu "tihemu" kolapsu.
Kot viri rentgenskega sevanja se lahko pojavijo tudi kompaktne dvojne zvezde. Nastane tudi zaradi akrecije snovi, ki pade z »normalne« zvezde na bolj kompaktno. Ko se snov akreira na nevtronsko zvezdo z B > 10 10 G, snov pade v območje magnetnih polov. Rentgensko sevanje je modulirano z vrtenjem okoli svoje osi. Takšni viri se imenujejo rentgenski pulzarji.
Obstajajo viri rentgenskih žarkov (imenovani bursterji), v katerih se izbruhi sevanja pojavljajo periodično v intervalih od nekaj ur do enega dneva. Značilen čas vzpon rafala - 1 sek. Trajanje izbruha je od 3 do 10 sekund. Intenzivnost v trenutku izbruha je lahko za 2-3 velikosti večja od svetilnosti pri mirno stanje. Trenutno je znanih več sto takih virov. Menijo, da izbruhi sevanja nastanejo kot posledica termonuklearnih eksplozij snovi, ki se naberejo na površini nevtronske zvezde kot posledica akrecije.
Dobro je znano, da pri majhnih razdaljah med nukleoni (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в začetni fazi in veliko je nerešenih problemov. Izračuni kažejo, da so pri gostotah snovi ρ > ρ poison možni procesi, kot so pojav pionskega kondenzata, prehod nevtronizirane snovi v trdno kristalno stanje ter nastanek hiperonske in kvark-gluonske plazme. Možen je nastanek superfluidnih in superprevodnih stanj nevtronske snovi.
Glede na sodobne ideje o obnašanju snovi pri gostotah, ki so 10 2 - 10 3-krat večje od jedrske (namreč o takih gostotah govorimo o, ko govorimo o notranji zgradbi nevtronske zvezde), se atomska jedra tvorijo znotraj zvezde blizu meje stabilnosti. Globlje razumevanje je mogoče doseči s proučevanjem stanja snovi v odvisnosti od gostote, temperature, stabilnosti jedrske snovi pri eksotičnih razmerjih števila protonov do števila nevtronov v jedru n p / n n, ob upoštevanju šibkih procesov, ki vključujejo nevtrine. . Trenutno so praktično edina možnost preučevanja snovi pri gostotah, višjih od jedrskih, jedrske reakcije med težkimi ioni. Vendar pa eksperimentalni podatki o trkih težkih ionov še vedno ne zagotavljajo dovolj informacij, saj so dosegljive vrednosti n p / n n tako za ciljno jedro kot za vpadno pospešeno jedro majhne (~ 1 - 0,7).
Natančne meritve obdobij radijskih pulsarjev so pokazale, da se hitrost vrtenja nevtronske zvezde postopoma upočasnjuje. To je posledica prehoda kinetične energije rotacije zvezde v energijo sevanja pulzarja in emisije nevtrinov. Majhne nenadne spremembe v obdobjih radijskih pulsarjev so razložene s kopičenjem napetosti v površinski plasti nevtronske zvezde, ki jo spremljajo "razpoke" in "zlomi", kar vodi do spremembe hitrosti vrtenja zvezde. Opazovane časovne značilnosti radijskih pulsarjev vsebujejo informacije o lastnostih "skorje" nevtronske zvezde, fizičnih razmerah v njej in superfluidnosti nevtronske snovi. IN v zadnjem času Odkrito je bilo veliko število radijskih pulsarjev s periodami, krajšimi od 10 ms. To zahteva razjasnitev idej o procesih, ki se pojavljajo v nevtronskih zvezdah.
Druga težava je preučevanje nevtrinskih procesov v nevtronskih zvezdah. Emisija nevtrinov je eden od mehanizmov, s katerimi nevtronska zvezda izgublja energijo v 10 5 - 10 6 letih po nastanku.

domov » Literarni klub » Gravitacija, splošna teorija relativnosti, nevtronske zvezde in črne luknje. Od belega kaliko do črne luknje