Bu yazı üçün astrofizika kursu proqramının beşinci dərsinin xülasəsidir Ali məktəb. Burada fövqəlnova partlayışlarının təsviri, neytron ulduzlarının (pulsarların) əmələ gəlməsi prosesləri və həm tək, həm də ulduz cütlərində ulduz kütlələrinin qara dəlikləri var. Və qəhvəyi cırtdanlar haqqında bir neçə söz.
Əvvəlcə ulduz növlərinin təsnifatını və kütlələrindən asılı olaraq təkamülünü göstərən şəkli təkrarlayacağam:
1. Yeni və fövqəlnovaların parıldaması.
Ulduzların daxili hissələrində helium tükənməsi qırmızı nəhənglərin əmələ gəlməsi və onların püskürmələri ilə başa çatır. yeni təhsillə ağ cırtdanlar ya da qırmızı supergigantların əmələ gəlməsi və onların püskürmələri kimi fövqəlnovalar təhsillə neytron ulduzları və ya qara dəliklər eləcə də bu ulduzlar tərəfindən atılan qabıqlarından dumanlıqlar. Çox vaxt atılan qabıqların kütlələri bu ulduzların - neytron ulduzlarının və qara dəliklərin "mumiyalarının" kütlələrini üstələyir. Bu hadisənin miqyasını başa düşmək üçün bizdən 50 milyon işıq ili uzaqlıqda fövqəlnova 2015F partlayışının videosunu verəcəyəm. NGC 2442 qalaktikasının illəri:
Başqa bir misal, Qalaktikamızdakı 1054-cü il fövqəlnovasıdır ki, bunun nəticəsində bizdən 6,5 min işıq ili uzaqlıqda Yengeç dumanlığı və neytron ulduzu əmələ gəlmişdir. illər. Bu halda əmələ gələn neytron ulduzun kütləsi ~ 2-dir günəş kütlələri, və atılan qabığın kütləsi ~ 5 günəş kütləsidir. Müasirlər bu fövqəlnovanın parlaqlığını Veneranın parlaqlığından təxminən 4-5 dəfə böyük hesab edirdilər. Əgər belə bir fövqəlnova min dəfə yaxından (6,5 işıq ili) alovlansaydı, o zaman səmamızda Aydan 4000 dəfə parlaq, lakin Günəşdən yüz dəfə zəif parıldayardı.
2. Neytron ulduzları.
Yüksək kütləli ulduzlar (siniflər Oh, V, A) hidrogenin heliuma çevrilməsindən sonra və heliumun əsasən karbona yanması zamanı oksigen və azot kifayət qədər qısa bir mərhələyə keçir. qırmızı super nəhəng və helium-karbon dövrünün sonunda, onlar da qabığı düşür və kimi alovlanırlar "Supernovae". Onların bağırsaqları da cazibə qüvvəsinin təsiri ilə kiçilir. Lakin tənəzzülə uğramış elektron qazının təzyiqi artıq ağ cırtdanlarda olduğu kimi bu cazibə qüvvəsinin özünü sıxışdırmasını dayandıra bilməz. Buna görə də bu ulduzların dərinliklərində temperatur yüksəlir və onlarda termonüvə reaksiyaları baş verməyə başlayır, nəticədə dövri sistemin aşağıdakı elementləri əmələ gəlir. Qədər vəzi.
Niyə məhz ütüləmək lazımdır? Çünki böyük atom nömrəli nüvələrin əmələ gəlməsi enerjinin ayrılması ilə deyil, onun udulması ilə baş verir. Və onu digər nüvələrdən götürmək o qədər də asan deyil. Təbii ki, bu ulduzların dərinliklərində böyük atom nömrəli elementlər əmələ gəlir. Ancaq dəmirdən çox az miqdarda.
Lakin sonrakı təkamül bölünür. Çox böyük olmayan ulduzlar (siniflər AMMA və qismən AT) çevrilmək neytron ulduzları. Hansı ki, elektronlar sözün əsl mənasında protonlara daxil olur və ulduzun bədəninin çox hissəsi nəhəng neytron nüvəsinə çevrilir. Adi neytronların təmasda olmasından və hətta bir-birinə sıxılmasından ibarətdir. Bir kub santimetr üçün təxminən bir neçə milyard ton olan bir maddənin sıxlığı. Tipik neytron ulduzunun diametri- təxminən 10-20 kilometr. Neytron ulduzu ölü ulduzun ikinci stabil "mumiya" növüdür. Onların kütlələri, bir qayda olaraq, təxminən 1,3 ilə 2,1 günəş kütləsi aralığında yerləşir (müşahidələrə görə).
Tək neytron ulduzları olduqca aşağı parlaqlıqlarına görə optikada görmək demək olar ki, mümkün deyil. Ancaq bəziləri özlərini belə tapırlar pulsarlar. Bu nədir? Demək olar ki, bütün ulduzlar öz oxu ətrafında fırlanır və kifayət qədər güclüdür maqnit sahəsi. Məsələn, Günəşimiz təxminən bir ay ərzində öz oxu ətrafında fırlanır.
İndi təsəvvür edin ki, onun diametri yüz min dəfə azalacaq. Aydındır ki, bucaq momentumunun qorunma qanununa görə o, daha sürətli fırlanacaq. Və belə bir ulduzun səthinin yaxınlığındakı maqnit sahəsi günəşdən daha güclü bir maqnituda əmri olacaqdır. Əksər neytron ulduzlarının öz oxu ətrafında fırlanma dövrü saniyənin onda biri - yüzdə biri ilə ölçülür. Müşahidələrdən məlumdur ki, ən sürətli fırlanan pulsar öz oxu ətrafında saniyədə 700-dən bir qədər çox dövrə edir, ən yavaş fırlanan pulsar isə 23 saniyədən çox vaxt ərzində bir dövrə vurur.
İndi təsəvvür edin ki, belə bir ulduzun maqnit oxu Yerinki kimi fırlanma oxu ilə üst-üstə düşmür. Belə bir ulduzdan gələn sərt şüalanma maqnit oxu boyunca dar konuslarda cəmləşəcəkdir. Və əgər bu konus ulduzun fırlanma dövrü ilə Yerə "toxunarsa", onda biz bu ulduzu pulsasiya edən şüalanma mənbəyi kimi görəcəyik. Əlimizlə fırlanan fənər kimi.
Belə bir pulsar (neytron ulduzu) 1054-cü ildə kardinal Humbertin Konstantinopola səfəri zamanı baş vermiş fövqəlnova partlayışından sonra yaranmışdır. Nəticədə katoliklər arasında son fasilə yarandı Pravoslav kilsələri. Bu pulsarın özü saniyədə 30 dövrə vurur. Və ~ 5 günəş kütləsi ilə atdığı mərmi bənzəyir cır dumanlığı:
3. Qara dəliklər (ulduz kütlələri).
Nəhayət, kifayət qədər kütləvi ulduzlar (siniflərin O və qismən AT) onları bitir həyat yoluüçüncü növ "mumiya" - qara dəlik. Belə bir obyekt o zaman yaranır ki, ulduzun qalığının kütləsi o qədər böyükdür ki, bu qalığın daxili hissəsində bitişik neytronların təzyiqi (degenerasiya olunmuş neytron qazının təzyiqi) onun cazibə qüvvəsinin öz-özünə sıxılmasına müqavimət göstərə bilməz. Müşahidələr göstərir ki, neytron ulduzları və qara dəliklər arasındakı kütlə sərhədi ~2,1 günəş kütləsi yaxınlığında yerləşir.
Bircə qara dəliyi birbaşa müşahidə etmək mümkün deyil. Çünki heç bir hissəcik onun səthindən çıxa bilməz (əgər varsa). Hətta işıq zərrəsi də fotondur.
4. İkili ulduz sistemlərində neytron ulduzları və qara dəliklər.
Tək neytron ulduzları və ulduz kütləli qara dəliklər praktiki olaraq müşahidə olunmur. Ancaq yaxın ulduz sistemlərində iki və ya daha çox ulduzdan biri olduqları hallarda belə müşahidələr mümkün olur. Çünki onların cazibə qüvvəsi hələ də normal ulduzlar olan qonşularının xarici qabıqlarını "əmə" bilir.
Belə bir "sorma" ilə bir neytron ulduzu və ya qara dəlik ətrafında yaranır yığılma diski, maddə qismən neytron ulduzuna və ya qara dəliyə doğru “sürüşür” və ondan qismən iki yerə atılır. reaktivlər. Bu proses düzəldilə bilər. Buna misal olaraq SS433-dəki ikili ulduz sistemini göstərmək olar, onun komponentlərindən biri ya neytron ulduzu və ya qara dəlikdir. İkincisi hələ də adi bir ulduzdur:
5. Qəhvəyi cırtdanlar.
Kütlələri Günəş kütləsindən nəzərəçarpacaq dərəcədə kiçik olan və ~ 0,08 günəş kütləsinə qədər olan ulduzlar M sinif qırmızı cırtdanlardır.Onlar kainatın yaşından daha böyük bir müddət hidrogen-helium dövrəsində fəaliyyət göstərəcəklər. Kütlələri bu həddən aşağı olan cisimlərdə bir sıra səbəblərə görə stasionar, uzun müddət davam edən termonüvə sintezi mümkün deyil. Belə ulduzlara qəhvəyi cırtdanlar deyilir. Onların səthinin temperaturu o qədər aşağıdır ki, optikada demək olar ki, görünməzdir. Lakin onlar IR diapazonunda parlayırlar. Bu səbəblərə görə onlara tez-tez deyilir alt ulduzlar.
Qəhvəyi cırtdanların kütlə diapazonu 0,012 ilə 0,08 günəş kütləsi arasındadır. Kütləsi 0,012 günəş kütləsindən (~12 Yupiter kütləsi) az olan cisimlər yalnız planet ola bilər. qaz nəhəngləri. Yavaş cazibə qüvvəsinin öz-özünə sıxılması səbəbindən şüalanma, ana ulduzlardan aldıqları enerjidən nəzərəçarpacaq dərəcədə daha çox enerjidir. Beləliklə, Yupiter bütün diapazonların cəmində Günəşdən aldığı enerjidən təxminən iki dəfə çox enerji yayır.
Nə qara dəlik ? Niyə qara adlanır? Ulduzlarda nə baş verir? Neytron ulduzları və qara dəliklər necə əlaqəlidir? Böyük Adron Kollayderi qara dəliklər yaratmağa qadirdirmi və bu, bizim üçün nə deməkdir?
Nə ulduz??? Əgər siz artıq bilmirsinizsə, bizim Günəşimiz də bir ulduzdur. Bu obyektdir böyük ölçülər termonüvə birləşməsindən istifadə edərək elektromaqnit dalğaları yaymağa qadirdir (bu, ən dəqiq tərif deyil). Aydın deyilsə, bunu deyə bilərsiniz: ulduz böyük bir sferik cisimdir, içərisində nüvə reaksiyalarının köməyi ilə çox, çox, çox çoxlu sayda enerji, bəziləri görünən işığı yaymaq üçün istifadə olunur. Adi işıqdan başqa istilik (infraqırmızı şüalanma), radiodalğalar, ultrabənövşəyi şüalanma və s.
İstənilən ulduzda nüvə reaksiyaları nüvə stansiyalarında olduğu kimi baş verir, yalnız iki əsas fərq var.
1. Ulduzlarda nüvə birləşmə reaksiyaları, yəni nüvələrin birləşməsi və atom elektrik stansiyalarında baş verir. – nüvə parçalanması. Birinci halda, 3 dəfə çox, minlərlə dəfə enerji ayrılır daha az xərc, çünki yalnız hidrogen lazımdır və o, nisbətən ucuzdur. Həmçinin, birinci halda, heç bir zərərli tullantı yoxdur: yalnız zərərsiz helium buraxılır. İndi, təbii ki, sizi maraqlandırır ki, niyə atom elektrik stansiyaları belə reaksiyalardan istifadə etmir? Çünki bu, NAZARLIQDIR və asanlıqla gətirib çıxarır nüvə partlayışıÜstəlik, bu reaksiya bir neçə milyon dərəcə istilik tələb edir. Enerji mənbələrimizin tükəndiyini nəzərə alsaq, insanlar üçün nüvə sintezi ən vacib və ən çətin məsələdir (heç kim sintezə nəzarət etməyin yolunu hələ tapmayıb).
2. Ulduzlarda atom elektrik stansiyalarına nisbətən reaksiyalarda daha çox maddə iştirak edir və təbii olaraq orada daha çox enerji alınır.
İndi ulduzların təkamülü haqqında. Hər bir ulduz doğulur, böyüyür, qocalır və ölür (sönər). Ulduzlar təkamül tərzinə görə kütlələrinə görə üç kateqoriyaya bölünürlər.
Birinci kateqoriya – kütləsi günəşin kütləsindən 1,4 dəfə az olan ulduzlar. Belə ulduzlarda bütün "yanacaq" yavaş-yavaş metala çevrilir, çünki nüvələrin birləşməsi (birləşməsi) səbəbindən getdikcə daha çox "çoxnüvəli" (ağır) elementlər meydana çıxır və bunlar metallardır. həqiqət, son mərhələ belə ulduzların təkamülü qeydə alınmayıb (metal topları düzəltmək çətindir), bu sadəcə bir nəzəriyyədir.
İkinci kateqoriya –
kütləsi birinci kateqoriya ulduzların kütləsindən çox olan, lakin Günəşin üç kütləsindən az olan ulduzlar. Təkamül nəticəsində belə ulduzlar daxili cazibə və itələmə qüvvələrinin tarazlığını itirirlər. Nəticədə, onların xarici qabığı kosmosa atılır və daxili (təcilin qorunma qanunundan) "qəzəbli" kiçilməyə başlayır. Neytron ulduzu əmələ gəlir. O, demək olar ki, tamamilə neytronlardan, yəni elektrik yükü olmayan hissəciklərdən ibarətdir. Neytron ulduzu haqqında ən diqqət çəkən şey –
bu onun sıxlığıdır, çünki neytron ulduzu olmaq üçün diametri cəmi 300 km olan topa büzülmək lazımdır və bu çox kiçikdir. Beləliklə, onun sıxlığı çox yüksəkdir - birində təxminən on trilyon kq kubmetr, bu, Yerdəki ən sıx maddələrin sıxlığından milyardlarla dəfə böyükdür. Bu sıxlıq haradan gəldi? Məsələ burasındadır ki, Yer kürəsindəki bütün maddələr atomlardan, onlar da öz növbəsində nüvələrdən ibarətdir. Hər bir atomu mərkəzində kiçik bir nüvə olan böyük bir boş top (tamamilə boş) kimi düşünmək olar. Atomun bütün kütləsi nüvədə yerləşir (nüvədən başqa, atomda yalnız elektronlar var, lakin onların kütləsi çox kiçikdir). Nüvə diametri bir atomdan 1000 dəfə kiçikdir. Bu o deməkdir ki, nüvənin həcmi atomdan 1000 * 1000 * 1000 = 1 milyard dəfə kiçikdir. Və beləliklə, nüvənin sıxlığı atomun sıxlığından milyardlarla dəfə böyükdür. Neytron ulduzunda nə baş verir? Atomlar maddənin bir forması kimi mövcud olmağı dayandırır, onları nüvələr əvəz edir. Məhz buna görə də belə ulduzların sıxlığı yerdəki maddələrin sıxlığından milyardlarla dəfə çoxdur.
Hamımız bilirik ki, ağır cisimlər (planetlər, ulduzlar) ətrafdakı hər şeyi güclü şəkildə cəlb edir. Neytron ulduzları bu şəkildə tapılır. Başqalarının orbitlərini güclü şəkildə əyirlər görünən ulduzlar yaxınlıqda.
Ulduzların üçüncü kateqoriyası – kütləsi Günəşin kütləsindən üç dəfə çox olan ulduzlar. Belə ulduzlar neytronlara çevrilərək daha da kiçilir və qara dəliklərə çevrilirlər. Onların sıxlığı neytron ulduzlarının sıxlığından on minlərlə dəfə böyükdür. Belə böyük bir sıxlığa malik olan qara dəlik çox güclü cazibə qüvvəsi (ətrafdakı cisimləri cəlb etmək qabiliyyəti) əldə edir. Belə cazibə qüvvəsi ilə ulduz hətta elektromaqnit dalğalarının və deməli işığın öz hüdudlarını tərk etməsinə imkan vermir. Yəni qara dəlik işıq saçmır. Heç bir işığın olmaması – qaranlıqdır, ona görə də qara dəliyə qara dəlik deyirlər. Həmişə qaradır, onu heç bir teleskopda görmək olmur. Hər kəs bilir ki, cazibə qüvvəsi sayəsində qara dəliklər ətrafdakı bütün bədənləri əmmək qabiliyyətinə malikdirlər. böyük həcm. Məhz buna görə də insanlar Böyük Adron Kollayderini işə salmaqdan ehtiyat edirlər, onun işində alimlərin fikrincə, qara mikrodəliklərin görünməsi istisna edilmir. Lakin bu mikrodəliklər adi olanlardan çox fərqlənir: onlar qeyri-sabitdir, çünki onların ömrü çox qısadır və praktikada sübut olunmayıb. Üstəlik, alimlər iddia edirlər ki, bu mikrodəliklər adi qara dəliklərdən fərqli olaraq tamamilə fərqli təbiətə malikdir və maddəni udmaq qabiliyyətinə malik deyil.
sayt, materialın tam və ya qismən surəti ilə mənbəyə keçid tələb olunur.
Kütləsi müəyyən bir kritik qravitasiyadan aşağı olan ulduzlar üçün "ağ cırtdan" adlanan mərhələdə dayanır.
Ağ cırtdanın sıxlığı 10 7 q/sm 3-dən çox, səthin temperaturu ~ 10 4 K. Belə olduqda yüksək temperatur atomlar tamamilə ionlaşdırılmalı və ulduzun içərisində nüvələr degenerasiya olunmuş elektron qazı əmələ gətirən elektron dənizinə batırılmalıdır. Bu qazın təzyiqi ulduzun daha da cazibə qüvvəsi ilə çökməsinin qarşısını alır.
Degenerasiya olunmuş elektron qazın təzyiqi kvant xarakterinə malikdir. Elektronların tabe olduğu Pauli prinsipinin nəticəsi olaraq yaranır.
Pauli prinsipi hər bir elektronun tuta biləcəyi minimum boşluq miqdarına məhdudiyyət qoyur. Xarici təzyiq bu həcmi azaltmaq iqtidarında deyil. Ağ cırtdanda bütün elektronlar minimum həcminə çatmışdır və qravitasiya daralması balanslaşdırılmışdır daxili təzyiq elektron qaz.
Ağ cırtdanın kütləsi üçün məhdudiyyət təxminən 1,5M s-dir. Bu məhdudlaşdırıcı kütlə Çandrasekhar həddi adlanır (M s Günəşin kütləsidir, ~ 1,99 10 30 kq-a bərabərdir).
Adətən ağ cırtdanın maksimum kütləsinin 1,4M s olduğuna inanılır. Beləliklə, elektron degenerasiya təzyiqi 1,4M s-dən çox kütlələri saxlaya bilməz. Əgər 0,5 Ms< M < 1.4M s , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M s , ядро белого карлика состоит из гелия.
Kütləsi Çandrasekhara yaxın olan ağ cırtdanın sıxlığı 6x10 6 q/sm 3, radiusu 5x10 3 km-dir.
Ağ cırtdanların parlaqlığı Günəşin parlaqlığının 10 -2 -10 -4-üdür. Onların şüalanması onlarda yığılan istilik enerjisi hesabına təmin edilir.
neytron ulduzu
Hesablamalar göstərir ki, M ~ 25M s ilə fövqəlnovanın partlaması ~ 1,6M s kütləsi olan sıx bir neytron nüvəsini (neytron ulduzu) tərk edir.
Fövqəlnova mərhələsinə çatmamış qalıq kütləsi M > 1,4M s olan ulduzlarda degenerasiyaya uğramış elektron qazın təzyiqi də cazibə qüvvələrini tarazlaşdıra bilmir və ulduz nüvə sıxlığı vəziyyətinə qədər kiçilir. Bu cazibə qüvvəsinin çökməsinin mexanizmi fövqəlnova partlayışında olduğu kimidir.
Ulduzun içindəki təzyiq və temperatur elə dəyərlərə çatır ki, bu zaman elektronlar və protonlar bir-birinə "basılır" və reaksiya nəticəsində
p + e -> n + v e
neytrinoların atılmasından sonra elektronlardan daha kiçik bir faza həcmini tutan neytronlar əmələ gəlir.
Sıxlığı 10 14 - 10 15 q/sm3-ə çatan neytron ulduzu meydana çıxır. Neytron ulduzunun xarakterik ölçüsü 10-15 km-dir.
Müəyyən mənada neytron ulduzu nəhəng atom nüvəsidir.
Sonrakı qravitasiya büzülməsinin qarşısı neytronların qarşılıqlı təsiri nəticəsində yaranan nüvə materiyasının təzyiqi ilə alınır. Bu, əvvəllər ağ cırtdan vəziyyətində olduğu kimi eyni degenerasiya təzyiqidir, lakin daha sıx bir neytron qazının degenerasiya təzyiqidir. Bu təzyiq kütlələri 3,2M s-ə qədər saxlaya bilir.
Çökmə anında yaranan neytrinolar neytron ulduzunu kifayət qədər tez soyuyur. Nəzəri hesablamalara görə, onun temperaturu ~ 100 saniyədə 10 11-dən 10 9 K-ə düşür. Bundan əlavə, soyutma dərəcəsi bir qədər azalır. Ancaq astronomik baxımdan kifayət qədər yüksəkdir. Temperaturun 10 9-dan 10 8 K-ə düşməsi 100 ildən sonra, milyon ildə isə 10 6 K-ə qədər azalır.
Neytron ulduzlarını optik üsullarla aşkar etmək onların kiçik ölçüləri və aşağı temperaturu səbəbindən kifayət qədər çətindir.
1967-ci ildə Kembric Universitetində Hewish və Bell dövri elektromaqnit şüalanmasının kosmik mənbələrini kəşf etdilər - pulsarlar. Pulsarların əksəriyyətinin nəbzinin təkrarlanma dövrləri 3,3·10 -2 ilə 4,3 s arasındadır.
Müasir anlayışlara görə pulsarlar kütləsi 1-3M s və diametri 10-20 km olan fırlanan neytron ulduzlardır.
Yalnız neytron ulduzlarının xüsusiyyətlərinə malik olan yığcam cisimlər belə fırlanma sürətlərində çökmədən öz formalarını saxlaya bilirlər.
Neytron ulduzunun əmələ gəlməsi zamanı bucaq momentumunun və maqnit sahəsinin saxlanması B ~ 10 12 G güclü maqnit sahəsi ilə sürətlə fırlanan pulsarların yaranmasına səbəb olur.
B maqnit induksiya vektoru, maqnit sahəsinin əsas güc xarakteristikasıdır. CGS sistemində qaussla (Gs) (santimetr-qram-saniyə) və Beynəlxalq Vahidlər Sistemində (SI) teslada (T) ölçülür. 1 T = 10 4 Gs.
Neytron ulduzun oxu ulduzun fırlanma oxu ilə üst-üstə düşməyən bir maqnit sahəsinə malik olduğuna inanılır. Bu zaman ulduzun şüalanması (radio dalğaları və görünən işıq) mayak şüaları kimi Yer üzərində sürüşür. Şüa Yerdən keçəndə bir impuls qeydə alınır.
Bir neytron ulduzunun şüalanmasının özü, ulduzun səthindən yüklü hissəciklərin elektromaqnit dalğaları yayaraq maqnit sahəsi xətləri boyunca xaricə doğru hərəkət etməsi səbəbindən yaranır. İlk dəfə Gold tərəfindən təklif edilən bu pulsar radio emissiya mexanizmi aşağıdakı şəkildə göstərilmişdir.
Radiasiya şüası yer üzündəki müşahidəçiyə dəyirsə, radio teleskop neytron ulduzunun fırlanma dövrünə bərabər olan qısa radio emissiya impulslarını aşkar edir.
Nəbzin forması çox mürəkkəb ola bilər ki, bu da neytron ulduzun maqnitosferinin həndəsəsi ilə bağlıdır və hər bir pulsara xasdır.
Pulsarların fırlanma dövrləri ciddi şəkildə sabitdir və bu dövrlərin ölçmə dəqiqliyi 14 rəqəmli rəqəmə çatır.
İkili sistemlərin bir hissəsi olan pulsarlar artıq kəşf edilmişdir. Pulsar ikinci komponent ətrafında orbitə çevrilirsə, Doppler effekti ilə əlaqədar pulsar müddətində dəyişikliklər müşahidə edilməlidir.
Pulsar müşahidəçiyə yaxınlaşdıqda Doppler effekti hesabına radio impulsların qeydə alınmış müddəti azalır, pulsar bizdən uzaqlaşdıqda isə onun dövrü artır. Bu fenomen əsasında ikili ulduzların bir hissəsi olan pulsarlar kəşf edildi.
İkili sistemin bir hissəsi olan ilk kəşf edilmiş PSR 1913 + 16 pulsarı üçün orbital dövriyyə dövrü 7 saat 45 dəqiqə idi. Pulsar PSR 1913 + 16-nın düzgün çevrilmə müddəti 59 ms-dir.
Pulsarın şüalanması neytron ulduzunun fırlanma sürətinin azalmasına səbəb olmalıdır. Bu təsir də aşkar edilmişdir. İkili sistemin bir hissəsi olan neytron ulduzu da intensiv rentgen şüalarının mənbəyi ola bilər.
Neytron ulduzlarının əmələ gəlməsi həmişə fövqəlnova partlayışının nəticəsi deyil. Yaxın ikili ulduz sistemlərində ağ cırtdanların təkamülü zamanı neytron ulduzlarının əmələ gəlməsinin başqa bir mexanizmi də mümkündür.
Maddənin yoldaş ulduzdan ağ cırtdana axını ağ cırtdanın kütləsini tədricən artırır və kritik kütləyə (Çandrasekhar həddi) çatdıqda ağ cırtdan neytron ulduzuna çevrilir.
Neytron ulduzunun əmələ gəlməsindən sonra maddə axını davam edərsə, onun kütləsi əhəmiyyətli dərəcədə arta bilər və cazibə qüvvəsinin çökməsi nəticəsində qara dəliyə çevrilə bilər. Bu, sözdə "səssiz" çökməyə uyğundur.
Sıx yığılmış neytronlar tərəfindən tarazlıqda saxlanıla bilən ulduzun kütləsi üçün bir məhdudiyyət var. Bu həddi dəqiq hesablamaq mümkün deyil, çünki nüvə maddənin sıxlığını əhəmiyyətli dərəcədə aşan sıxlıqlarda maddənin davranışı kifayət qədər öyrənilməmişdir.
Degenerasiyaya uğramış neytronlar tərəfindən artıq stabilləşdirilə bilməyən ulduzun kütləsinin təxminləri ~ 3M s dəyər verir.
Beləliklə, əgər fövqəlnova partlayışı zamanı M > 3M s qalıq kütlə saxlanılırsa, o zaman sabit neytron ulduzu şəklində mövcud ola bilməz.
Kiçik məsafələrdəki nüvə itələyici qüvvələr ulduzun daha da cazibə qüvvəsinin büzülməsinə müqavimət göstərə bilmir. Qeyri-adi bir obyekt görünür - qara dəlik.
Qara dəliyin əsas xüsusiyyəti ondan ibarətdir ki, onun yaydığı heç bir siqnal onun hüdudlarından kənara çıxa və kənar müşahidəçiyə çata bilməz.
Qara dəliyə çökən M kütləli ulduz r g radiuslu bir sferaya çatır (Şvarsşild sferası):
r g \u003d 2GM / c 2,
(formal olaraq, bu əlaqəyə ikinci üçün məlum düstur qoymaqla nail olmaq olar kosmik sürət v k2 = (2GM/R) 1/2 bu sürətin məhdudlaşdırıcı dəyəri, işığın sürətinə bərabərdir).
Bir cisim Şvartsşild sferasının ölçüsünə çatdıqda, onun cazibə sahəsi o qədər güclü olur ki, hətta elektromaqnit şüalanması bu obyekti tərk edə bilməz. Günəşin Şvartsşild radiusu 3 km, Yerin radiusu 1 sm-dir.
Schwarzschild qara dəliyi fırlanmayan cisimlərə aiddir və fırlanmayan böyük bir ulduzun qalığıdır. Fırlanan kütləli ulduz fırlanan qara dəliyə (Kerr qara dəliyinə) çökür.
Qara dəlik yalnız dolayı əlamətlərlə aşkar edilə bilər, xüsusən də görünən ulduzu olan ikili ulduz sisteminin bir hissəsidirsə. Bu halda qara dəlik ulduzun qazını udacaq. Bu qaz qızdırılaraq, təsbit edilə bilən sıx rentgen şüalarının mənbəyinə çevriləcək.
Hazırda qara dəliklərin varlığına dair birbaşa eksperimental sübut yoxdur. Davranışı qara dəliklərin olması ilə izah edilə bilən bir neçə kosmik obyekt var.
Beləliklə, Cygnus XI obyekti var, fırlanma müddəti 5,6 gün olan ikili sistemdir. Sistemə 22M s kütləsi olan mavi nəhəng və 8M s kütləsi olan görünməz pulsasiya edən rentgen şüalanma mənbəyi daxildir ki, bu da ola bilsin ki, qara dəlikdir (belə böyük kütləyə malik olan obyekt neytron ulduzu ola bilməz).
Ulduzların çökməsi zamanı əmələ gələn qara dəliklərlə yanaşı, Kainatda Böyük Partlayışın qeyri-homogenliyi səbəbindən ilk ulduzların görünməsindən çox əvvəl yaranmış qara dəliklər ola bilər.
Yaranan maddə yığınları qara dəliklər vəziyyətinə qədər kiçilə bilər, qalanları isə genişlənir. Kainatın ən erkən mərhələsində əmələ gələn qara dəliklərə relikt deyilir. Onların bəzilərinin ölçüsünün əhəmiyyətli dərəcədə ola biləcəyi güman edilir daha kiçik ölçü proton.
1974-cü ildə Hawking göstərdi ki, qara dəliklər hissəciklər buraxmalıdır. Bu hissəciklərin mənbəyi vakuumda virtual hissəcik-antihissəcik cütlərinin əmələ gəlməsi prosesidir. Adi sahələrdə bu cütlər o qədər tez məhv olurlar ki, onları müşahidə etmək olmur. Ancaq çox güclü sahələrdə virtual hissəcik və antihissəcik ayrılıb real ola bilər.
Güclü gelgit qüvvələri qara dəliyin kənarında hərəkət edir. Bu qüvvələrin təsiri altında virtual cütlərin bir hissəsi olan hissəciklərin (antihissəciklərin) bəziləri qara dəlikdən uça bilir. Onların bir çoxu məhv olduğu üçün qara dəlik radiasiya mənbəyinə çevrilməlidir.
Qara dəliyin kosmosa yaydığı enerji onun dərinliklərindən gəlir. Buna görə də hissəciklərin bu cür emissiyası prosesində qara dəliyin kütləsi və ölçüsü azalmalıdır. Bu, qara dəliyin “buxarlanması” mexanizmidir.
Qara dəliyin temperaturu onun kütləsi ilə tərs mütənasibdir, ona görə də daha kütləvi olanlar daha yavaş buxarlanır, çünki onların ömrü kütlənin kubu ilə mütənasibdir (dördölçülü məkan-zamanda). Məsələn, M kütləsi Günəş nizamına malik qara dəliyin ömrü Kainatın yaşından artıqdır, M = 1 teraelektronvolt (10 12 eV, təxminən 2x10 -30 kq) olan bir mikrodəlik isə təxminən 10 -27 saniyə yaşayır. (Elm və Həyat, Qara Dəliklər).
Böyük qara dəliklər üçün "buxarlanma" sürəti çox yavaş və praktiki olaraq əhəmiyyətsizdir. Kütləsi 10 günəş kütləsi olan qara dəlik 10 69 ildən sonra buxarlanacaq. Böyük qalaktikaların mərkəzində ola bilən superkütləli (milyard günəş kütləsi) qara dəliklərin buxarlanma müddəti 10 96 il ola bilər.
Ulduzların ağ cırtdanlara, neytron ulduzlarına və ya qara dəliklərə çevrilməsi prosesləri, bir qayda olaraq, nəhəng enerji emissiyaları ilə müşayiət olunur. Bu cür enerji emissiyaları və digər kosmik partlayışlar haqqında ətraflı məlumat növbəti videoda təsvir edilmişdir.
Video: Kosmosdakı ən qəddar və ən böyük partlayışlar. Qalaktikaların, ulduzların, planetlərin partlayışları.
Cazibə qüvvəsi bu sualların çoxunun əsas mövzusudur. Kosmosda müəyyənedici qüvvədir. O, planetləri öz orbitlərində saxlayır, ulduzları və qalaktikaları birləşdirir, kainatımızın taleyini müəyyən edir.17-ci əsrdə İsaak Nyuton tərəfindən yaradılmış cazibə qüvvəsinin nəzəri təsviri Marsa, Yupiterə uçarkən kosmik gəmilərin trayektoriyalarını hesablamaq üçün kifayət qədər dəqiq olaraq qalır. və kənarda. Lakin 1905-ci ildən sonra, Albert Eynşteyn ortaya çıxanda xüsusi nəzəriyyə Məlumatın ani ötürülməsinin qeyri-mümkün olduğu nisbilik nəzəriyyəsi ilə fiziklər cazibə qüvvəsinin yaratdığı hərəkət sürəti işıq sürətinə yaxınlaşdıqda Nyuton qanunlarının artıq adekvat olmayacağını başa düşdülər. Bununla belə, Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsi (1916-cı ildə nəşr edilmişdir) hətta cazibə qüvvəsinin son dərəcə güclü olduğu vəziyyətləri də kifayət qədər ardıcıl şəkildə təsvir edir.Ümumi nisbilik 20-ci əsr fizikasının iki sütunundan biri kimi görülür; ikincisi kvant nəzəriyyəsidir, atomlar və onların nüvələri haqqında müasir anlayışımızı gözlənilən ideyalarda inqilab. Eynşteynin intellektual şücaəti xüsusilə təsir edici idi, çünki kvant nəzəriyyəsinin qabaqcıllarından fərqli olaraq, onun eksperimental problem şəklində həvəsi yox idi.Yalnız 50 il sonra astronomlar kifayət qədər güclü qravitasiya sahəsinə malik olan obyektləri kəşf etdilər ki, burada ən xarakterik və Eynşteyn nəzəriyyəsinin təəccüblü xüsusiyyətlərini ortaya qoya bilər. 60-cı illərin əvvəllərində çox yüksək parlaqlığa malik olan obyektlər - kvazarlar kəşf edildi. Onlar ulduzları parladan nüvə birləşməsindən daha səmərəli enerji mənbəyi tələb edirdilər; qravitasiyanın çökməsi ən cəlbedici izah kimi görünürdü. Amerikalı nəzəriyyəçi Tomas Qold daha sonra nəzəriyyəçiləri ələ keçirən həyəcanı dilə gətirdi. 1963-cü ildə Dallasda relativistik astrofizikanın yeni obyekti ilə bağlı keçirilən ilk böyük konfransda günortadan sonra çıxışında dedi: “Relyativistlər öz mürəkkəb işləri ilə təkcə mədəniyyətin parlaq bəzəyi deyil, həm də elmə faydalı ola bilərlər. Hər kəs xoşbəxtdir: əməyinin tanındığını, birdən-birə varlığından belə xəbərsiz bir sahədə mütəxəssisə çevrildiyini hiss edən relativistlər, fəaliyyət sahələrini genişləndirmiş astrofiziklər... Bütün bunlar çox xoşdur, ümid edək ki, “Radio və rentgen astronomiyasının yeni üsullarından istifadə edilən müşahidələr Qoldun nikbinliyini dəstəklədi. 1950-ci illərdə dünyanın ən yaxşı optik teleskopları ABŞ-da, xüsusən də Kaliforniyada cəmləşmişdi. Avropadan bu hərəkət həm iqlim, həm də maliyyə səbəblərindən irəli gəlirdi. Bununla belə, kosmosdan gələn radiodalğalar buludların arasından keçə bilər, buna görə də Avropa və Avstraliyada yeni radio astronomiya elmi havadan təsirlənmədən inkişaf edə bilər.Kosmik radio səs-küyünün ən güclü mənbələrindən bəziləri müəyyən edilmişdir. Bunlardan biri eramızdan əvvəl 1054-cü ildə Şərq astronomları tərəfindən görülən fövqəlnova partlayışının genişlənən qalıqları olan Crab Dumanlığı idi. Digər mənbələr, indi anladığımız kimi, enerji istehsalı nəhəng qara dəliklərin yaxınlığında baş verən uzaq ekstraqalaktik obyektlər idi. Bu kəşflər gözlənilməz oldu. İndi kifayət qədər yaxşı başa düşülən radiodalğaların emissiyasına cavabdeh olan fiziki proseslər proqnozlaşdırılmırdı.Radioastronomiyanın ən diqqətəlayiq gözlənilməz nailiyyəti 1967-ci ildə Entoni Hewish və Cocelyn Bell tərəfindən neytron ulduzlarının kəşfi oldu. Bu ulduzlar bəzi fövqəlnova partlayışlarından sonra mərkəzdə qalan sıx qalıqlardır. Onlar pulsarlar kimi kəşf edilib: onlar fırlanır (bəzən saniyədə bir neçə dəfə) və hər inqilabda bir dəfə görmə xəttimizdən keçən güclü radio dalğaları şüası yayırlar. Neytron ulduzlarının əhəmiyyəti onların həddindən artıq olmasındadır fiziki şərait: nəhəng sıxlıqlar, güclü maqnit və qravitasiya sahələri 1969-cu ildə Crab dumanlığının mərkəzində çox sürətli (30 Hz) pulsar aşkar edilmişdir. Diqqətli müşahidələr nəbzlərin tezliyinin getdikcə azaldığını göstərdi. Ulduzun fırlanma enerjisinin tədricən dumanlığın mavi işıqda parlamasını saxlayan hissəciklər küləyinə çevrilməsi təbii idi. Maraqlıdır ki, pulsarın nəbzinin sürəti - saniyədə 30 - o qədər yüksəkdir ki, göz onu belə görür. daimi mənbə. Əgər o qədər parlaq olsaydı, lakin daha yavaş, məsələn, saniyədə 10 dəfə fırlansaydı, bu kiçik ulduzun heyrətamiz xüsusiyyətləri hələ 70 il əvvəl aşkar edilə bilərdi. 1920-ci illərdə, Yer kürəsində neytronlar kəşf edilməzdən əvvəl supersıx maddə kəşf edilsəydi, 20-ci əsrdə fizikanın inkişafı necə dəyişəcəkdi? Bunu heç kim bilməsə də, heç bir şübhə yoxdur ki, astronomiyanın fundamental fizika üçün əhəmiyyəti çox daha əvvəl dərk edilmiş olardı.Neytron ulduzları təsadüfən kəşf edilmişdir. Onların bu qədər güclü və aydın radio impulsları yayacaqlarını heç kim gözləmirdi. 1960-cı illərin əvvəllərində nəzəriyyəçilərdən neytron ulduzları ən yaxşı şəkildə necə aşkar etmək barədə soruşsaydı, əksəriyyət rentgen şüalarını axtarmağı təklif edərdi. Həqiqətən də, əgər neytron ulduzları daha kiçik bir sahədən adi ulduzlar qədər enerji yayırlarsa, rentgen şüaları yaymaq üçün kifayət qədər isti olmalıdırlar. Beləliklə, rentgen astronomları neytron ulduzları kəşf etmək üçün ən yaxşı vəziyyətdə görünürdülər.Kosmik cisimlərdən gələn rentgen şüaları isə Yer atmosferində udulur və yalnız kosmosdan müşahidə edilə bilər. Radioastronomiya kimi rentgen astronomiyasına da hərbi texnika və təcrübənin tətbiqi nəticəsində inkişafa təkan verildi. Bu sahədə ABŞ alimləri, xüsusən də mərhum Herbert Fridman və onun Dəniz Qüvvələrindəki həmkarları aparıcı mövqe tutmuşlar. tədqiqat laboratoriyası ABŞ. Onların ilk raketə quraşdırılmış rentgen detektorları yerə düşməzdən əvvəl cəmi bir neçə dəqiqə işlədi. X-ray astronomiyası 1970-ci illərdə, NASA bir neçə il ərzində məlumat toplayan ilk rentgen peykini buraxdığı zaman böyük irəliləyiş əldə etdi. Bu layihə və ondan sonra gələn bir çox layihə rentgen astronomiyasının kainatda mühüm yeni pəncərə açdığını göstərdi.Rentgen şüaları qeyri-adi isti qaz və xüsusilə güclü mənbələr tərəfindən yayılır. Buna görə də səmanın rentgen xəritəsində kosmosdakı ən isti və ən güclü cisimlər seçilir. Onların arasında ən azı Günəşin kütləsindən az olmayan bir kütlənin diametri 10 kilometrdən bir qədər çox olan bir həcmdə cəmləşdiyi neytron ulduzları var. Onların üzərində olan cazibə qüvvəsi o qədər güclüdür ki, relativistik korreksiyalar 30%-ə çatır.Hal-hazırda güman edilir ki, ulduzların bəzi qalıqları dağılan zaman neytron ulduzlarının sıxlığını keçərək zaman və məkanı daha da təhrif edən qara dəliklərə çevrilə bilər. neytron ulduzlarından daha çox. Qara dəliyin üfüqünə girməyə cəsarət edən astronavt ötürə bilməyəcək işıq siqnallarıətraf aləmə - sanki kosmosun özü işığın içindən keçməsindən daha sürətli əmilir. Kənar müşahidəçi heç vaxt astronavtın son taleyini bilməyəcək. Ona elə gələcək ki, içəri düşən istənilən saat getdikcə yavaş-yavaş gedəcək. Beləliklə, astronavt vaxtında dayanaraq, sanki, üfüqə mıxlanacaq.Çökülən cisimlərin yanında vaxtın necə təhrif olunduğunu tədqiq edən rus nəzəriyyəçiləri Yakov Zeldoviç və İqor Novikov 1960-cı illərin əvvəllərində “donmuş ulduzlar” terminini irəli sürmüşlər. “Qara dəlik” termini 1968-ci ildə Con Uiler “kənardan düşən işıq və hissəciklərin... qara dəliyin üzərinə düşərək onun kütləsini və cazibə qüvvəsini necə artırdığını” təsvir edərkən ortaya atılmışdır. ulduzlar, radiusları 10 ilə 50 kilometr arasındadır. Ancaq indi milyonlarla, hətta milyardlarla günəş kütləsinə malik qara dəliklərin əksər qalaktikaların mərkəzlərində mövcud olduğuna dair inandırıcı sübutlar var. Onlardan bəziləri özlərini kvazarlar - yerləşdikləri qalaktikaların bütün ulduzlarından daha parlaq olan enerji dəstələri və ya güclü kosmik radio emissiya mənbələri kimi göstərirlər. Qalaktikamızın mərkəzindəki qara dəlik də daxil olmaqla digərləri o qədər də aktiv deyillər, lakin onlara yaxınlaşan ulduzların orbitlərinə təsir göstərirlər.Qara dəliklər kənardan baxdıqda standartlaşdırılmış obyektlərdir: hansı əlamətlər yoxdur. müəyyən bir qara dəliyin necə əmələ gəldiyini və ya onun hansı cisimlərin udulduğunu müəyyən edə bildi. 1963-cü ildə Yeni Zelandiyalı Roy Kerr çökən fırlanan obyekti təsvir edən Eynşteyn tənliklərinin həllini kəşf etdi. "Kerrin həlli" çox qazandı əhəmiyyəti, nəzəriyyəçilər bunun hər hansı qara dəliyin ətrafındakı məkan-zamanı təsvir etdiyini başa düşdükdə. Dağılan obyekt tez bir zamanda onun kütləsini və spinini ölçən yalnız iki rəqəmlə xarakterizə olunan standart vəziyyətə gəlir. 1960-cı illərdə nisbilik nəzəriyyəsini dirçəltmək üçün ən çox səy göstərən riyaziyyatçı fizik Rocer Penrose qeyd etdi: “Ən qəribə və ən az tanış olan astrofiziki obyekt - qara dəlik üçün nəzəri mənzərənin belə olmasında bəzi ironiya var. Qara dəliklərin kəşfi Eynşteynin nəzəriyyəsinin ən diqqətəlayiq nəticələrini sınamağa yol açdı. Belə obyektlərdən radiasiya əsasən isti qazın spiral şəklində "qravitasiya quyusuna" düşməsi ilə əlaqədardır. Güclü Doppler effekti göstərir və həmçinin güclü qravitasiya sahəsinə görə əlavə qırmızı sürüşməyə malikdir. Bu şüalanmanın, xüsusən də rentgen şüalarının spektroskopik tədqiqi qara dəliyə çox yaxın olan axını tədqiq etməyə və kosmosun formasının nəzəriyyənin proqnozlarına uyğun olub-olmadığını müəyyən etməyə imkan verəcək.
Ağ cırtdanlar, neytron ulduzları və qara dəliklərdir müxtəlif formalar ulduzların təkamülünün son mərhələsi. Gənc ulduzlar enerjilərini ulduzların daxili hissəsində baş verən termonüvə reaksiyalarından alırlar; Bu reaksiyalar hidrogeni heliuma çevirir. Müəyyən miqdarda hidrogen istifadə edildikdən sonra meydana gələn helium nüvəsi kiçilməyə başlayır. Ulduzun sonrakı təkamülü onun kütləsindən, daha doğrusu, Çandrasekhar həddi adlanan müəyyən kritik dəyərlə necə əlaqədə olmasından asılıdır. Əgər ulduzun kütləsi bu dəyərdən azdırsa, degenerasiyaya uğramış elektron qazının təzyiqi onun temperaturu belə bir səviyyəyə çatmazdan əvvəl helium nüvəsinin sıxılmasını (yıxılmasını) dayandırır. yüksək dəyər termonüvə reaksiyaları başlayanda, bu zaman helium karbona çevrilir. Bu arada, inkişaf edən ulduzun xarici təbəqələri nisbətən tez tökülür. (Planet dumanlıqlarının bu şəkildə əmələ gəldiyi güman edilir.) Ağ cırtdan az-çox genişlənmiş hidrogen qabığı ilə əhatə olunmuş helium nüvəsidir.
Daha kütləvi ulduzlarda helium nüvəsi helium "yanana" qədər kiçilməyə davam edir. Heliumun karbona çevrilməsi prosesində ayrılan enerji nüvənin daha da büzülməsinin qarşısını alır - lakin uzun müddət deyil. Helium tamamilə tükəndikdən sonra nüvənin sıxılması davam edir. Temperatur yenidən yüksəlir, atom nüvələrində yığılan enerji tükənənə qədər davam edən digər nüvə reaksiyaları başlayır. Bu vaxta qədər ulduzun nüvəsi artıq nüvə “külü” rolunu oynayan saf dəmirdən ibarətdir. İndi heç nə ulduzun daha da çökməsinə mane ola bilməz - o, maddənin sıxlığı atom nüvələrinin sıxlığına çatana qədər davam edir. Ulduzun mərkəzi bölgələrində maddənin kəskin sıxılması nəhəng qüvvənin partlamasına səbəb olur, bunun nəticəsində ulduzun xarici təbəqələri böyük sürətlə bir-birindən ayrılır. Məhz bu partlayışları astronomlar fövqəlnova fenomeni ilə əlaqələndirirlər.
Ulduzun dağılan qalığının taleyi onun kütləsindən asılıdır. Kütləsi təxminən 2,5 M 0-dan (Günəşin kütləsi) azdırsa, neytronların və protonların "sıfır" hərəkəti nəticəsində yaranan təzyiq ulduzun daha da cazibə qüvvəsi ilə büzülməsinin qarşısını almaq üçün kifayət qədər böyükdür. Maddənin sıxlığı atom nüvələrinin sıxlığına bərabər (və ya hətta ondan artıq) olan cisimlərə neytron ulduzları deyilir. Onların xassələri ilk dəfə 30-cu illərdə R.Oppenheimer və Q.Volkov tərəfindən öyrənilmişdir.
Nyutonun nəzəriyyəsinə görə, çökən ulduzun radiusu məhdud zaman ərzində sıfıra enir, cazibə potensialı isə qeyri-müəyyən müddətə artır. Eynşteynin nəzəriyyəsi fərqli bir ssenari yaradır. Fotonun sürəti qara dəliyin mərkəzinə yaxınlaşdıqca azalır və sıfıra bərabər olur. Bu o deməkdir ki, kənar müşahidəçi baxımından qara dəliyə düşən foton heç vaxt onun mərkəzinə çatmayacaq. Maddənin zərrəcikləri fotondan daha sürətli hərəkət edə bilmədiyi üçün qara dəliyin radiusu sonsuz zaman ərzində öz həddi qiymətinə çatacaq. Üstəlik, qara dəliyin səthindən yayılan fotonlar çökmə zamanı getdikcə artan qırmızı sürüşməni yaşayır. Xarici müşahidəçi nöqteyi-nəzərindən qara dəliyin əmələ gəldiyi obyekt ilkin olaraq daim artan sürətlə sıxılır; sonra onun radiusu getdikcə daha yavaş azalmağa başlayır.
olmayan daxili mənbələr enerji, neytron ulduzları və qara dəliklər sürətlə soyuyur. Və onların səthi çox kiçik olduğundan - cəmi bir neçə on kvadrat kilometrdir - bu obyektlərin parlaqlığının son dərəcə aşağı olduğunu gözləmək lazımdır. Həqiqətən də neytron ulduzların və ya qara dəliklərin səthindən istilik şüalanması hələ müşahidə olunmayıb. Bununla belə, bəzi neytron ulduzları qeyri-termal şüalanmanın güclü mənbələridir. Söhbət 1967-ci ildə aspirant Coselin Bell tərəfindən kəşf edilən pulsar adlananlardan gedir. Kembric Universiteti. Bell, salınan radio mənbələrinin radiasiyasını öyrənmək üçün Anthony Hewish tərəfindən hazırlanmış avadanlıqdan istifadə edərək qeydə alınan radio siqnallarını öyrəndi. Xaotik şəkildə titrəyən mənbələrin bir çox qeydləri arasında o, intensivlik baxımından fərqli olsa da, partlayışların aydın dövriliklə təkrar edildiyini qeyd etdi. Daha ətraflı müşahidələr nəbzlərin təkrarlanmasının dəqiq dövri xarakterini təsdiqlədi və digər qeydləri öyrənərkən eyni xüsusiyyətlərə malik daha iki mənbə tapıldı. Müşahidələr və nəzəri təhlillər göstərir ki, pulsarlar qeyri-adi güclü maqnit sahəsi ilə sürətlə fırlanan neytron ulduzlardır. Radiasiyanın pulsasiya xarakteri fırlanan neytron ulduzunun səthində (və ya yaxınlığında) "qaynar nöqtələrdən" çıxan şüalar şüası ilə bağlıdır. Bu şüalanmanın təfərrüatlı mexanizmi elm adamları üçün hələ də sirr olaraq qalır.
Yaxın ikili sistemlərin bir hissəsi olan bir neçə neytron ulduzları kəşf edilmişdir. X-şüalarının güclü mənbələri olan bu (və başqa heç bir) neytron ulduzlarıdır. Bir komponenti nəhəng və ya supernəhəng, digəri isə yığcam ulduz olan yaxın ikilini təsəvvür edək. Yığcam ulduzun qravitasiya sahəsinin təsiri altında qaz nəhəngin seyrəkləşmiş atmosferindən çıxa bilər: yaxın ikili sistemlərdə çoxdan spektral analiz üsulları ilə kəşf edilmiş belə qaz axınları müvafiq nəzəri şərh almışdır. İkili sistemdəki yığcam ulduz bir neytron ulduzu və ya qara dəlikdirsə, sistemin başqa bir komponentindən qaçan qaz molekulları çox yüksək enerjilərə qədər sürətləndirilə bilər. Molekullar arasındakı toqquşmalar nəticəsində yığcam ulduza düşən qazın kinetik enerjisi sonda istiliyə və şüalanmaya çevrilir. Hesablamalar göstərir ki, bu halda ayrılan enerji bu tip binar sistemlərdə müşahidə olunan rentgen şüalarının intensivliyini tam izah edir.
AT ümumi nəzəriyyə Eynşteynin nisbilik nəzəriyyəsində qara dəliklər onun xüsusi nisbilik nəzəriyyəsində ultrarelativistik hissəciklərlə eyni yeri tutur. Lakin ultrarelyativistik hissəciklər dünyası - yüksək enerji fizikası - eksperimental fizikada mühüm rol oynayan heyrətamiz hadisələrlə doludursa və müşahidə astronomiyası, onda qara dəliklərlə əlaqəli hadisələr hələ də təəccüblüdür. Zamanla qara dəlik fizikası kosmologiya üçün vacib olan nəticələr çıxaracaq, lakin hazırda bu elm sahəsi əsasən oyun meydançası» nəzəriyyəçilər üçün. Bundan belə nəticə çıxmırmı ki, Eynşteynin cazibə nəzəriyyəsi Kainat haqqında Nyuton nəzəriyyəsindən daha az məlumat verir, baxmayaraq ki, nəzəri cəhətdən ondan çox üstündür? Dəyməz! Nyuton nəzəriyyəsindən fərqli olaraq, Eynşteynin nəzəriyyəsi bütövlükdə real Kainatın öz-özünə ardıcıl modelinin əsasını təşkil edir ki, bu nəzəriyyə çoxlu heyrətamiz və sınaqdan keçirilə bilən proqnozlara malikdir və nəhayət, sərbəst düşən, dönməyən istinad arasında səbəb əlaqəsini təmin edir. çərçivələr və paylanma, eləcə də kosmik fəzada kütlənin hərəkəti.
