Este post es un resumen de la quinta lección del programa del curso de astrofísica para escuela secundaria. Contiene una descripción de las explosiones de supernovas, los procesos de formación de estrellas de neutrones (púlsares) y agujeros negros de masas estelares, tanto individuales como en pares estelares. Y unas palabras sobre las enanas marrones.
Primero, repetiré la imagen que muestra la clasificación de los tipos de estrellas y su evolución en función de sus masas:
1. Destellos de nuevas y supernovas.
El agotamiento del helio en el interior de las estrellas termina con la formación de gigantes rojas y sus estallidos como nuevo con educación enanas blancas o la formación de supergigantes rojas y sus estallidos como supernovas con educación estrellas de neutrones o agujeros negros así como nebulosas de sus caparazones arrojadas por estas estrellas. A menudo, las masas de las capas expulsadas superan las masas de las "momias" de estas estrellas: estrellas de neutrones y agujeros negros. Para entender la escala de este fenómeno, les daré un video del estallido de la supernova 2015F a una distancia de 50 millones de años luz de nosotros. años de la galaxia NGC 2442:
Otro ejemplo es la supernova de 1054 en nuestra Galaxia, como resultado de la cual se formaron la Nebulosa del Cangrejo y una estrella de neutrones a una distancia de 6,5 mil años luz de nosotros. años. En este caso, la masa de la estrella de neutrones formada es ~ 2 masas solares, y la masa de la capa expulsada es ~ 5 masas solares. Los contemporáneos estimaron que el brillo de esta supernova era unas 4 o 5 veces mayor que el de Venus. Si tal supernova estallara mil veces más cerca (6,5 años luz), brillaría en nuestro cielo 4000 veces más brillante que la Luna, pero cien veces más débil que el Sol.
2. Estrellas de neutrones.
Estrellas de gran masa (clases Oh, V, A) después de la combustión del hidrógeno en helio y durante la combustión del helio predominantemente en carbono, el oxígeno y el nitrógeno entran en una etapa bastante corta supergigante roja y al final del ciclo de helio-carbono, también dejan caer la capa y estallan como "Supernovas". Sus intestinos también se encogen bajo la influencia de la gravedad. Pero la presión del gas de electrones degenerados ya no puede, como en las enanas blancas, detener esta autocompresión gravitatoria. Por lo tanto, la temperatura en las profundidades de estas estrellas aumenta y comienzan a tener lugar en ellas reacciones termonucleares, como resultado de lo cual se forman los siguientes elementos de la tabla periódica. Hasta glándula.
¿Por qué precisamente planchar? Porque la formación de núcleos con un gran número atómico no viene con la liberación de energía, sino con su absorción. Y sacarlo de otros núcleos no es tan fácil. Por supuesto, en las profundidades de estas estrellas se forman elementos con un gran número atómico. Pero en cantidades mucho más pequeñas que el hierro.
Pero una mayor evolución se divide. Estrellas no demasiado masivas (de clases PERO y parcialmente A) convertirse en estrellas de neutrones. En el que los electrones se imprimen literalmente en protones y la mayor parte del cuerpo de la estrella se convierte en un enorme núcleo de neutrones. Consistente en ponerse en contacto e incluso presionarse entre sí neutrones ordinarios. La densidad de una sustancia en la que hay varios miles de millones de toneladas por centímetro cúbico. un tipico diámetro de la estrella de neutrones- unos 10-20 kilómetros. La estrella de neutrones es el segundo tipo estable de "momia" de una estrella muerta. Sus masas, por regla general, se encuentran en el rango de aproximadamente 1,3 a 2,1 masas solares (según las observaciones).
Las estrellas de neutrones individuales son casi imposibles de ver en la óptica debido a su luminosidad extremadamente baja. Pero algunos de ellos se encuentran como púlsares. ¿Lo que es? Casi todas las estrellas giran alrededor de su eje y tienen una fuerte campo magnético. Por ejemplo, nuestro Sol gira alrededor de su eje en aproximadamente un mes.
Ahora imagina que su diámetro disminuirá cien mil veces. Está claro que debido a la ley de conservación del momento angular, girará mucho más rápido. Y el campo magnético de tal estrella cerca de su superficie será muchos órdenes de magnitud más fuerte que el solar. La mayoría de las estrellas de neutrones tienen un período de rotación alrededor de su eje en décimas - centésimas de segundo. Se sabe a partir de las observaciones que el púlsar de rotación más rápida realiza un poco más de 700 revoluciones alrededor de su eje por segundo, y el púlsar de rotación más lenta realiza una revolución en más de 23 segundos.
Ahora imagine que el eje magnético de tal estrella, como el de la Tierra, no coincide con el eje de rotación. La radiación fuerte de tal estrella se concentrará en conos estrechos a lo largo del eje magnético. Y si este cono "toca" la Tierra con el período de rotación de la estrella, entonces veremos esta estrella como una fuente pulsante de radiación. Como una linterna girada por nuestra mano.
Tal púlsar (estrella de neutrones) se formó después de una explosión de supernova en 1054, que ocurrió justo durante la visita del cardenal Humberto a Constantinopla. A consecuencia de lo cual se produjo una ruptura definitiva entre católicos y iglesias ortodoxas. Este púlsar en sí hace 30 revoluciones por segundo. Y el caparazón lanzado por él con una masa de ~ 5 masas solares parece nebulosa del Cangrejo:
3. Agujeros negros (masas estelares).
Finalmente, estrellas suficientemente masivas (de clases O y parcialmente A) terminar su camino de la vida el tercer tipo de "momia" - agujero negro. Tal objeto aparece cuando la masa del remanente de la estrella es tan grande que la presión de los neutrones en contacto (la presión del gas de neutrones degenerados) en el interior de este remanente no puede resistir su autocompresión gravitacional. Las observaciones muestran que el límite de masa entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros se encuentra en la vecindad de ~2,1 masas solares.
Es imposible observar un solo agujero negro directamente. Porque ninguna partícula puede escapar de su superficie (si existe). Incluso una partícula de luz es un fotón.
4. Estrellas de neutrones y agujeros negros en sistemas estelares binarios.
Las estrellas de neutrones individuales y los agujeros negros de masa estelar son prácticamente inobservables. Pero en los casos en que son una de dos o más estrellas en sistemas estelares cercanos, tales observaciones se vuelven posibles. Dado que su gravitación puede "chupar" las capas exteriores de sus vecinas, que siguen siendo estrellas normales.
Con tal "succión" alrededor se forma una estrella de neutrones o un agujero negro disco de acreción, cuya materia se "desliza" parcialmente hacia la estrella de neutrones o el agujero negro y es arrojada parcialmente en dos chorros. Este proceso se puede arreglar. Un ejemplo es el sistema estelar binario en SS433, uno de cuyos componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. Y el segundo sigue siendo una estrella ordinaria:
5. Enanas marrones.
Las estrellas con masas notablemente más pequeñas que la masa solar y hasta ~ 0,08 masas solares son enanas rojas de clase M. Operarán en el ciclo hidrógeno-helio durante un tiempo mayor que la edad del universo. En objetos con masas por debajo de este límite, por varias razones, no es posible una fusión termonuclear estacionaria de larga duración. Tales estrellas se llaman enanas marrones. Su temperatura superficial es tan baja que son casi invisibles en la óptica. Pero brillan en el rango IR. Por estas razones, a menudo se los denomina debajo de las estrellas.
El rango de masas de las enanas marrones es de 0,012 a 0,08 masas solares. Los objetos con una masa inferior a 0,012 masas solares (~12 masas de Júpiter) solo pueden ser planetas. gigantes gaseosos. Irradiando debido a la lenta autocompresión gravitacional notablemente más energía de la que reciben de las estrellas madre. Entonces, Júpiter, en la suma de todos los rangos, irradia aproximadamente el doble de energía que la que recibe del Sol.
Qué agujero negro ? ¿Por qué se llama negro? ¿Qué está pasando en las estrellas? ¿Cómo se relacionan las estrellas de neutrones y los agujeros negros? ¿Es el Gran Colisionador de Hadrones capaz de crear agujeros negros y qué significa esto para nosotros?
Qué estrella??? En caso de que aún no lo sepas, nuestro Sol también es una estrella. este es un objeto tallas grandes capaz de emitir ondas electromagnéticas mediante fusión termonuclear (esta no es la definición más precisa). Si no está claro, puede decir esto: una estrella es un objeto esférico grande, dentro del cual, con la ayuda de reacciones nucleares, muy, muy, muy un gran número de energía, parte de la cual se utiliza para emitir luz visible. Además de la luz ordinaria, también se emite calor (radiación infrarroja), ondas de radio y radiación ultravioleta, etc.
En cualquier estrella, las reacciones nucleares tienen lugar de la misma manera que en las centrales nucleares, con solo dos diferencias principales.
1. En las estrellas se producen reacciones de fusión nuclear, es decir, la combinación de núcleos, y en las centrales nucleares – decaimiento nuclear. En el primer caso se libera 3 veces más energía, miles de veces menos costo, ya que solo se necesita hidrógeno y es relativamente económico. Además, en el primer caso, no hay residuos nocivos: solo se libera helio inocuo. Ahora, por supuesto, le interesa saber por qué las plantas de energía nuclear no usan tales reacciones. Porque no está controlado y conduce fácilmente a Explosión nuclear Además, esta reacción requiere una temperatura de varios millones de grados. Para los humanos, la fusión nuclear es la tarea más importante y más difícil (nadie ha encontrado aún una forma de controlar la fusión), dado que nuestras fuentes de energía se están agotando.
2. En las estrellas hay más materia involucrada en las reacciones que en las centrales nucleares y, naturalmente, allí se obtiene más energía.
Ahora sobre la evolución de las estrellas. Cada estrella nace, crece, envejece y muere (se apaga). Las estrellas según el estilo de evolución se dividen en tres categorías según su masa.
Primera categoría – estrellas con una masa inferior a 1,4 veces la masa del sol. En tales estrellas, todo el "combustible" se convierte lentamente en metal, porque debido a la fusión (combinación) de núcleos, aparecen cada vez más elementos "multinucleares" (pesados), y estos son metales. Verdad, última etapa la evolución de tales estrellas no ha sido registrada (es difícil arreglar bolas de metal), esto es solo una teoría.
Segunda categoría –
estrellas en masa superior a la masa de las estrellas de la primera categoría, pero menos de tres masas del Sol. Como resultado de la evolución, tales estrellas pierden el equilibrio de las fuerzas internas de atracción y repulsión. Como resultado, su capa exterior es expulsada al espacio, y la interior (por la ley de conservación del momento) comienza a encogerse "furiosamente". Se forma una estrella de neutrones. Se compone casi en su totalidad de neutrones, es decir, de partículas que no tienen carga eléctrica. Lo más notable de una estrella de neutrones –
esta es su densidad, porque para convertirse en una estrella de neutrones, debe reducirse a una bola con un diámetro de solo unos 300 km, y esto es muy pequeño. Por lo tanto, su densidad es muy alta: alrededor de decenas de billones de kg en una metro cúbico, que es miles de millones de veces mayor que la densidad de las sustancias más densas de la Tierra. ¿De dónde viene esta densidad? El hecho es que todas las sustancias de la Tierra están formadas por átomos, que a su vez están formados por núcleos. Cada átomo puede pensarse como una gran bola vacía (absolutamente vacía), en cuyo centro hay un pequeño núcleo. Toda la masa del átomo está contenida en el núcleo (a excepción del núcleo, solo hay electrones en el átomo, pero su masa es muy pequeña). El núcleo es 1000 veces más pequeño que un átomo de diámetro. Esto significa que el volumen del núcleo es 1000 * 1000 * 1000 = mil millones de veces más pequeño que el átomo. Y por lo tanto, la densidad del núcleo es miles de millones de veces mayor que la densidad del átomo. ¿Qué sucede en una estrella de neutrones? Los átomos dejan de existir como forma de materia, son reemplazados por núcleos. Por eso la densidad de tales estrellas es miles de millones de veces mayor que la densidad de las sustancias terrestres.
Todos sabemos que los objetos pesados (planetas, estrellas) atraen fuertemente todo lo que los rodea. Las estrellas de neutrones se encuentran de esa manera. Doblan fuertemente las órbitas de los demás. estrellas visibles cercano.
La tercera categoría de estrellas. – estrellas con una masa superior a tres veces la masa del Sol. Tales estrellas, al convertirse en estrellas de neutrones, se encogen aún más y se convierten en agujeros negros. Su densidad es decenas de miles de veces mayor que la densidad de las estrellas de neutrones. Al tener una densidad tan grande, un agujero negro adquiere la capacidad de una gravedad muy fuerte (la capacidad de atraer cuerpos circundantes). Con tal gravedad, la estrella no permite que ni las ondas electromagnéticas, y por tanto la luz, salgan de sus límites. Es decir, un agujero negro no emite luz. La ausencia de cualquier luz – está oscuro, por eso un agujero negro se llama agujero negro. Siempre es negro, no se puede ver en ningún telescopio. Todo el mundo sabe que, debido a su gravedad, los agujeros negros son capaces de absorber todos los cuerpos circundantes en gran volumen. Es por eso que la gente desconfía de lanzar el Gran Colisionador de Hadrones, en cuyo trabajo, según los científicos, no se descarta la aparición de microagujeros negros. Sin embargo, estos microagujeros son muy diferentes de los ordinarios: son inestables porque su vida útil es muy corta y no se han probado en la práctica. Además, los científicos afirman que estos microagujeros son de una naturaleza completamente diferente, a diferencia de los agujeros negros ordinarios, y no son capaces de absorber materia.
sitio, con copia total o parcial del material, se requiere un enlace a la fuente.
Para las estrellas con una masa por debajo de una cierta contracción gravitacional crítica se detiene en la etapa de la llamada "enana blanca".
La densidad de la enana blanca es superior a 10 7 g/cm 3 , la temperatura de la superficie es ~ 10 4 K. En tal alta temperatura los átomos deben estar completamente ionizados y dentro de la estrella los núcleos deben estar sumergidos en un mar de electrones formando un gas de electrones degenerado. La presión de este gas evita un mayor colapso gravitatorio de la estrella.
La presión de un gas de electrones degenerados tiene una naturaleza cuántica. Surge como consecuencia del principio de Pauli, al que obedecen los electrones.
El principio de Pauli establece un límite en la cantidad mínima de espacio que puede ocupar cada electrón. La presión externa no es capaz de reducir este volumen. En una enana blanca, todos los electrones han alcanzado su volumen mínimo y la contracción gravitatoria está equilibrada presión interna gas de electrones
El límite de masa de una enana blanca es de aproximadamente 1,5 M s. Esta masa límite se denomina límite de Chandrasekhar (M s es la masa del Sol, igual a ~ 1,99 10 30 kg).
Se suele creer que la masa máxima de una enana blanca es de 1,4 M s. Por lo tanto, la presión de degeneración de electrones no puede contener masas superiores a 1,4 M s . Si 0.5Ms< M < 1.4M s , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M s , ядро белого карлика состоит из гелия.
La densidad de una enana blanca con una masa cercana a la de Chandrasekhar es 6x10 6 g/cm 3 , el radio es 5x10 3 km.
La luminosidad de las enanas blancas es 10 -2 -10 -4 de la luminosidad del Sol. Su radiación es proporcionada por la energía térmica almacenada en ellos.
estrella neutrón
Los cálculos muestran que la explosión de una supernova con M ~ 25 M s deja un denso núcleo de neutrones (estrella de neutrones) con una masa de ~ 1,6 M s .
En estrellas con una masa residual M > 1,4 M s que no han alcanzado la etapa de supernova, la presión del gas de electrones degenerados tampoco puede equilibrar las fuerzas gravitatorias, y la estrella se encoge al estado de densidad nuclear. El mecanismo de este colapso gravitacional es el mismo que en una explosión de supernova.
La presión y la temperatura dentro de la estrella alcanzan valores tales en los que los electrones y los protones parecen estar "presionados" entre sí y como resultado de la reacción.
p + e -> n + v e
después de la eyección de neutrinos, se forman neutrones que ocupan un volumen de fase mucho más pequeño que los electrones.
Aparece la llamada estrella de neutrones, cuya densidad alcanza los 10 14 - 10 15 g/cm 3 . El tamaño característico de una estrella de neutrones es de 10-15 km.
En cierto sentido, una estrella de neutrones es un núcleo atómico gigante.
La contracción gravitacional adicional es impedida por la presión de la materia nuclear, que surge debido a la interacción de los neutrones. Esta es la misma presión de degeneración que antes en el caso de una enana blanca, pero es la presión de degeneración de un gas de neutrones mucho más denso. Esta presión es capaz de sostener masas de hasta 3,2M s.
Los neutrinos producidos en el momento del colapso enfrían la estrella de neutrones con bastante rapidez. Según estimaciones teóricas, su temperatura desciende de 10 11 a 10 9 K en ~ 100 s. Además, la velocidad de enfriamiento disminuye algo. Sin embargo, es bastante alto en términos astronómicos. La disminución de la temperatura de 10 9 a 10 8 K ocurre en 100 años ya 10 6 K en un millón de años.
La detección de estrellas de neutrones con métodos ópticos es bastante difícil debido a su pequeño tamaño y baja temperatura.
En 1967, en la Universidad de Cambridge, Hewish y Bell descubrieron fuentes cósmicas de radiación electromagnética periódica: púlsares. Los períodos de repetición de pulsos de la mayoría de los púlsares se encuentran en el rango de 3,3 · 10 -2 a 4,3 s.
Según los conceptos modernos, los púlsares son estrellas de neutrones en rotación con una masa de 1-3 M s y un diámetro de 10-20 km.
Solo los objetos compactos con las propiedades de las estrellas de neutrones pueden mantener su forma sin colapsar a tales velocidades de rotación.
La conservación del momento angular y del campo magnético durante la formación de una estrella de neutrones conduce al nacimiento de púlsares que giran rápidamente con un fuerte campo magnético B ~ 10 12 G.
B es el vector de inducción magnética, la principal característica de potencia del campo magnético. Se mide en gauss (Gs) en el sistema CGS (centímetro-gramo-segundo) y en teslas (T) en el Sistema Internacional de Unidades (SI). 1 T = 10 4 Gs.
Se cree que una estrella de neutrones tiene un campo magnético cuyo eje no coincide con el eje de rotación de la estrella. En este caso, la radiación de la estrella (ondas de radio y luz visible) se desliza por la Tierra como los rayos de una baliza. Cuando el haz cruza la Tierra, se registra un impulso.
La misma radiación de una estrella de neutrones surge debido al hecho de que las partículas cargadas de la superficie de la estrella se mueven hacia afuera a lo largo de las líneas del campo magnético, emitiendo ondas electromagnéticas. Este mecanismo de emisión de radio púlsar, propuesto por primera vez por Gold, se muestra en la siguiente figura.
Si el haz de radiación golpea a un observador terrestre, entonces el radiotelescopio detecta pulsos cortos de emisión de radio con un período igual al período de rotación de la estrella de neutrones.
La forma del pulso puede ser muy compleja, lo que se debe a la geometría de la magnetosfera de una estrella de neutrones y es característica de cada púlsar.
Los períodos de rotación de los púlsares son estrictamente constantes y la precisión de la medición de estos períodos alcanza cifras de 14 dígitos.
Ahora se han descubierto púlsares que forman parte de sistemas binarios. Si el púlsar orbita alrededor de la segunda componente, entonces se deben observar variaciones en el período del púlsar debido al efecto Doppler.
Cuando el púlsar se acerca al observador, el período registrado de los pulsos de radio disminuye debido al efecto Doppler, y cuando el púlsar se aleja de nosotros, su período aumenta. A partir de este fenómeno se descubrieron púlsares que forman parte de estrellas binarias.
Para el primer púlsar descubierto PSR 1913 + 16, que forma parte de un sistema binario, el período orbital de revolución fue de 7 horas y 45 minutos. El período propio de revolución del púlsar PSR 1913 + 16 es de 59 ms.
La radiación del púlsar debería conducir a una disminución de la velocidad de rotación de la estrella de neutrones. Este efecto también se ha encontrado. Una estrella de neutrones, que forma parte de un sistema binario, también puede ser una fuente de rayos X intensos.
La formación de estrellas de neutrones no siempre es el resultado de una explosión de supernova. También es posible otro mecanismo para la formación de estrellas de neutrones durante la evolución de las enanas blancas en sistemas estelares binarios cercanos.
El flujo de materia de la estrella compañera a la enana blanca aumenta gradualmente la masa de la enana blanca y, al alcanzar la masa crítica (el límite de Chandrasekhar), la enana blanca se convierte en una estrella de neutrones.
En el caso de que el flujo de materia continúe después de la formación de una estrella de neutrones, su masa puede aumentar significativamente y, como resultado del colapso gravitatorio, puede convertirse en un agujero negro. Esto corresponde al llamado colapso "silencioso".
Existe un límite para la masa de una estrella que puede mantenerse en equilibrio mediante neutrones densamente empaquetados. Este límite no se puede calcular con exactitud, ya que el comportamiento de la materia a densidades que exceden significativamente la densidad de la materia nuclear no ha sido suficientemente estudiado.
Las estimaciones de la masa de una estrella que ya no puede ser estabilizada por neutrones degenerados dan un valor de ~ 3M s.
Por lo tanto, si se conserva una masa residual M > 3M s durante una explosión de supernova, entonces no puede existir en forma de estrella de neutrones estable.
Las fuerzas de repulsión nuclear a distancias pequeñas no pueden resistir una mayor contracción gravitacional de la estrella. Aparece un objeto inusual: un agujero negro.
La propiedad principal de un agujero negro es que ninguna señal emitida por él puede ir más allá de sus límites y llegar a un observador externo.
Una estrella de masa M, al colapsar en un agujero negro, alcanza una esfera de radio r g (esfera de Schwarzschild):
r g \u003d 2GM / c 2,
(formalmente, se puede llegar a esta relación introduciendo la conocida fórmula para el segundo velocidad espacial vk2 = (2GM/R) 1/2 el valor límite de esta velocidad, igual a la velocidad de la luz).
Cuando un objeto alcanza el tamaño de una esfera de Schwarzschild, su campo gravitatorio se vuelve tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede salir de este objeto. El radio de Schwarzschild del Sol es de 3 km, el de la Tierra es de 1 cm.
El agujero negro de Schwarzschild pertenece a los objetos que no giran y es el remanente de una estrella masiva que no gira. Una estrella masiva giratoria colapsa en un agujero negro giratorio (agujero negro de Kerr).
Un agujero negro solo puede detectarse mediante signos indirectos, en particular, si forma parte de un sistema estelar binario con una estrella visible. En este caso, el agujero negro absorberá el gas de la estrella. Este gas se calentará y se convertirá en una fuente de rayos X intensos que se pueden detectar.
Actualmente no hay evidencia experimental directa de la existencia de agujeros negros. Hay varios objetos espaciales cuyo comportamiento puede explicarse por la presencia de agujeros negros.
Así que está el objeto Cygnus XI, que es un sistema binario con un período de rotación de 5,6 días. El sistema incluye una gigante azul con una masa de 22 M s y una fuente invisible de radiación pulsante de rayos X con una masa de 8 M s , que posiblemente sea un agujero negro (un objeto de una masa tan grande no puede ser una estrella de neutrones).
Junto con los agujeros negros formados durante el colapso de las estrellas, puede haber agujeros negros en el Universo que surgieron mucho antes de la aparición de las primeras estrellas debido a la falta de homogeneidad del Big Bang.
Los cúmulos de materia resultantes podrían encogerse hasta el estado de agujeros negros, mientras que el resto de la materia se expandía. Los agujeros negros, formados en la etapa más temprana del Universo, se llaman relictos. Se supone que el tamaño de algunos de ellos puede ser significativamente tamaño más pequeño protón.
En 1974, Hawking demostró que los agujeros negros deben emitir partículas. El origen de estas partículas es el proceso de formación de pares virtuales partícula-antipartícula en el vacío. En campos ordinarios, estos pares se aniquilan tan rápidamente que no se pueden observar. Sin embargo, en campos muy fuertes partícula virtual y la antipartícula puede separarse y volverse real.
Poderosas fuerzas de marea actúan en el borde de un agujero negro. Bajo la acción de estas fuerzas, algunas de las partículas (antipartículas) que formaban parte de los pares virtuales pueden salir volando del agujero negro. Dado que muchos de ellos se aniquilan, el agujero negro debe convertirse en una fuente de radiación.
La energía irradiada al espacio por un agujero negro proviene de sus profundidades. Por lo tanto, en el proceso de tal emisión de partículas, la masa y el tamaño del agujero negro deben disminuir. Este es el mecanismo de "evaporación" de un agujero negro.
La temperatura de un agujero negro es inversamente proporcional a su masa, por lo que los más masivos se evaporan más lentamente, porque su tiempo de vida es proporcional al cubo de la masa (en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones). Por ejemplo, el tiempo de vida de un agujero negro con una masa M del orden solar supera la edad del Universo, mientras que un microagujero con M = 1 teraelectronvoltio (10 12 eV, aproximadamente 2x10 -30 kg) vive unos 10 -27 segundos (Ciencia y Vida, AGUJEROS NEGROS).
Para grandes agujeros negros, la tasa de "evaporación" es muy lenta y prácticamente insignificante. Un agujero negro con una masa de 10 masas solares se evaporará en 10 69 años. El tiempo de evaporación de los agujeros negros supermasivos (mil millones de masas solares), que pueden estar en el centro de las grandes galaxias, puede ser de 10 a 96 años.
Los procesos de transformación de estrellas en enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros, por regla general, van acompañados de emisiones de energía colosal. En el siguiente video se describe más sobre este tipo de emisiones de energía y otras explosiones espaciales.
Video: Las explosiones más brutales y más grandes en el espacio. Explosiones de galaxias, estrellas, planetas.
La gravedad es el tema principal de muchas de estas preguntas. Es la fuerza definitoria en el espacio. Mantiene a los planetas en sus órbitas, une las estrellas y las galaxias, determina el destino de nuestro universo.Creada por Isaac Newton en el siglo XVII, la descripción teórica de la gravedad sigue siendo lo suficientemente precisa como para calcular las trayectorias de las naves espaciales cuando vuelan a Marte, Júpiter y más allá. Pero después de 1905, cuando Albert Einstein mostró en teoría especial relatividad que la transmisión instantánea de información es imposible, los físicos se dieron cuenta de que las leyes de Newton ya no serían adecuadas cuando la velocidad del movimiento inducido por la gravedad se acercara a la velocidad de la luz. Sin embargo, la teoría general de la relatividad de Einstein (publicada en 1916) describe con bastante coherencia incluso aquellas situaciones en las que la gravedad es extremadamente fuerte.La relatividad general se considera uno de los dos pilares de la física del siglo XX; la segunda es la teoría cuántica, una revolución en las ideas que anticipó nuestra comprensión moderna de los átomos y sus núcleos. La hazaña intelectual de Einstein fue especialmente impresionante, ya que, a diferencia de los pioneros de la teoría cuántica, no tenía un incentivo en forma de problema experimental. Solo 50 años después, los astrónomos descubrieron objetos con un campo gravitatorio suficientemente fuerte en el que los más característicos y Podrían aparecer rasgos llamativos de la teoría de Einstein. A principios de los años 60, se descubrieron objetos con una luminosidad muy alta, los cuásares. Parecían requerir una fuente de energía aún más eficiente que la fusión nuclear que hace brillar a las estrellas; el colapso gravitacional parecía la explicación más atractiva. El teórico estadounidense Thomas Gold expresó la emoción que entonces se apoderó de los teóricos. En su charla de la tarde en la primera gran conferencia sobre el nuevo objeto de la astrofísica relativista, que tuvo lugar en Dallas en 1963, dijo: "Los relativistas con su trabajo sofisticado no solo son una brillante decoración de la cultura, sino que pueden ser útiles para la ciencia". Todo el mundo está contento: relativistas, que sienten que su trabajo es reconocido, que de repente se han convertido en expertos en un campo que ni siquiera sabían que existía, astrofísicos que han ampliado su campo de actividad... Todo esto es muy agradable, esperemos. que esto es correcto ". Las observaciones que utilizan nuevos métodos de astronomía de radio y rayos X respaldaron el optimismo de Gold. En la década de 1950, los mejores telescopios ópticos del mundo se concentraban en Estados Unidos, especialmente en California. Este movimiento desde Europa se debió tanto a razones climáticas como financieras. Sin embargo, las ondas de radio del espacio pueden atravesar las nubes, por lo que en Europa y Australia la nueva ciencia de la radioastronomía podría desarrollarse sin verse afectada por el clima.Se han identificado algunas de las fuentes más fuertes de ruido de radio espacial. Una era la Nebulosa del Cangrejo, los restos en expansión de una explosión de supernova vista por astrónomos orientales en 1054 a.C. Otras fuentes fueron objetos extragalácticos distantes en los que, como ahora sabemos, la generación de energía tuvo lugar cerca de agujeros negros gigantes. Estos descubrimientos fueron inesperados. No se predijeron los procesos físicos responsables de la emisión de ondas de radio, que ahora se comprenden bastante bien.El logro inesperado más notable de la radioastronomía fue el descubrimiento de las estrellas de neutrones en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell. Estas estrellas son restos densos que quedan en el centro después de algunas explosiones de supernova. Fueron descubiertos como púlsares: giran (a veces varias veces por segundo) y emiten un poderoso haz de ondas de radio que pasa a través de nuestra línea de visión una vez por revolución. La importancia de las estrellas de neutrones radica en su extremo condiciones físicas: densidades colosales, fuertes campos magnéticos y gravitacionales En 1969, se descubrió un púlsar muy rápido (30 Hz) en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. Las observaciones cuidadosas mostraron que la frecuencia de los pulsos disminuyó gradualmente. Era natural si la energía de la rotación de la estrella se convierte gradualmente en un viento de partículas que mantienen la nebulosa brillando con luz azul. Curiosamente, la frecuencia del pulso del púlsar, 30 por segundo, es tan alta que el ojo lo ve como fuente permanente. Si fuera tan brillante pero girara más lentamente, digamos, 10 veces por segundo, las notables propiedades de esta pequeña estrella podrían haberse descubierto hace 70 años. ¿Cómo cambiaría el desarrollo de la física en el siglo XX si se descubriera materia superdensa en la década de 1920, antes de que se descubrieran los neutrones en la Tierra? Aunque nadie lo sabe, no hay duda de que la importancia de la astronomía para la física fundamental se habría dado cuenta mucho antes, las estrellas de neutrones fueron descubiertas por accidente. Nadie esperaba que emitieran pulsos de radio tan fuertes y claros. Si a principios de la década de 1960 se hubiera preguntado a los teóricos cuál era la mejor manera de detectar estrellas de neutrones, la mayoría habría sugerido buscar rayos X. De hecho, si las estrellas de neutrones irradian tanta energía como las estrellas ordinarias desde un área mucho más pequeña, deben estar lo suficientemente calientes para emitir rayos X. Por lo tanto, los astrónomos de rayos X parecían estar en la mejor posición para descubrir estrellas de neutrones.Sin embargo, los rayos X de los objetos espaciales se absorben en la atmósfera de la Tierra y solo se pueden observar desde el espacio. La astronomía de rayos X, al igual que la radioastronomía, recibió impulso para el desarrollo como resultado del uso de la tecnología y la experiencia militares. En esta área, los científicos estadounidenses han tomado una posición de liderazgo, especialmente el difunto Herbert Friedman y sus colegas en el Naval laboratorio de investigación EE.UU. Sus primeros detectores de rayos X montados en cohetes solo funcionaron durante unos minutos antes de caer al suelo. La astronomía de rayos X hizo un gran progreso en la década de 1970, cuando la NASA lanzó el primer satélite de rayos X, que recopiló información durante varios años. Este proyecto, y muchos que le siguieron, han demostrado que la astronomía de rayos X ha abierto una nueva e importante ventana al universo. Los rayos X son emitidos por gases inusualmente calientes y fuentes particularmente poderosas. Por lo tanto, los objetos más calientes y poderosos del espacio se destacan en el mapa de rayos X del cielo. Entre ellas se encuentran las estrellas de neutrones, en las que una masa, al menos no inferior a la masa del Sol, se concentra en un volumen con un diámetro de poco más de 10 kilómetros. La fuerza gravitatoria sobre ellas es tan fuerte que las correcciones relativistas alcanzan hasta el 30% Actualmente se supone que algunos restos de estrellas, al colapsar, pueden superar la densidad de las estrellas de neutrones y convertirse en agujeros negros, que distorsionan aún más el tiempo y el espacio. que las estrellas de neutrones. Un astronauta que se atreva a adentrarse en el horizonte de un agujero negro no podrá transmitir señales de luz hacia el mundo circundante, como si el espacio mismo estuviera siendo absorbido más rápido de lo que la luz se mueve a través de él. Un observador externo nunca sabrá el destino final del astronauta. Le parecerá que cualquier reloj que caiga hacia adentro irá más y más lento. Entonces, el astronauta estará, por así decirlo, clavado en el horizonte, habiéndose detenido en el tiempo. Los teóricos rusos Yakov Zeldovich e Igor Novikov, que estudiaron cómo se distorsiona el tiempo cerca de objetos colapsados, propusieron el término "estrellas congeladas" a principios de la década de 1960. El término "agujero negro" se acuñó en 1968 cuando John Wheeler describió cómo "la luz y las partículas que caen desde el exterior... caen sobre un agujero negro, aumentando su masa y atracción gravitatoria". estrellas, tienen radios de 10 a 50 kilómetros. Pero ahora hay pruebas sólidas de que existen agujeros negros con masas de millones o incluso miles de millones de masas solares en los centros de la mayoría de las galaxias. Algunos de ellos se manifiestan como cuásares, paquetes de energía que brillan más que todas las estrellas de las galaxias en las que se encuentran, o como poderosas fuentes de emisión de radio cósmica. Otros, incluido el agujero negro en el centro de nuestra Galaxia, no son tan activos, pero influyen en las órbitas de las estrellas que se acercan a ellos.Los agujeros negros, vistos desde el exterior, son objetos estandarizados: no hay signos por los cuales uno podría determinar cómo se formó un cierto agujero negro o qué objetos son tragados por él. En 1963, el neozelandés Roy Kerr descubrió una solución a las ecuaciones de Einstein, que describían un objeto giratorio que colapsaba. La "solución de Kerr" ha adquirido un papel muy importancia, cuando los teóricos se dieron cuenta de que describe el espacio-tiempo alrededor de cualquier agujero negro. Un objeto que colapsa llega rápidamente a un estado estandarizado caracterizado por solo dos números que miden su masa y giro. Roger Penrose, el físico matemático que posiblemente hizo más para revivir la teoría de la relatividad en la década de 1960, comentó: "Hay algo de ironía en el hecho de que para el objeto astrofísico más extraño y menos familiar, el agujero negro, nuestra imagen teórica es más completa." El descubrimiento de los agujeros negros allanó el camino para probar las consecuencias más notables de la teoría de Einstein. La radiación de tales objetos se debe principalmente al gas caliente que cae en espiral en el "pozo gravitatorio". Muestra un fuerte efecto Doppler y también tiene un corrimiento al rojo adicional debido al fuerte campo gravitatorio. Un estudio espectroscópico de esta radiación, especialmente los rayos X, permitirá probar el flujo muy cerca del agujero negro y determinar si la forma del espacio es consistente con las predicciones de la teoría.
Las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros son diversas formas Etapa final de la evolución estelar. Las estrellas jóvenes extraen su energía de las reacciones termonucleares que tienen lugar en el interior estelar; Estas reacciones convierten el hidrógeno en helio. Después de que se ha agotado una cierta cantidad de hidrógeno, el núcleo de helio resultante comienza a encogerse. La evolución posterior de una estrella depende de su masa, o más bien de cómo se correlaciona con un cierto valor crítico llamado límite de Chandrasekhar. Si la masa de la estrella es menor que este valor, entonces la presión del gas de electrones degenerados detiene la compresión (colapso) del núcleo de helio antes de que su temperatura alcance tal valor. alto valor cuando comienzan las reacciones termonucleares, durante las cuales el helio se convierte en carbono. Mientras tanto, las capas exteriores de la estrella en evolución se desprenden con relativa rapidez. (Se supone que así es como se forman las nebulosas planetarias). Una enana blanca es un núcleo de helio rodeado por una capa de hidrógeno más o menos extendida.
En estrellas más masivas, el núcleo de helio continúa encogiéndose hasta que el helio se "quema". La energía liberada en el proceso de convertir el helio en carbono evita que el núcleo se contraiga más, pero no por mucho tiempo. Una vez que el helio se agota por completo, la compresión del núcleo continúa. La temperatura vuelve a subir, comienzan otras reacciones nucleares, que continúan hasta que se agota la energía almacenada en los núcleos atómicos. En este momento, el núcleo de la estrella ya consiste en hierro puro, que desempeña el papel de "ceniza" nuclear. Ahora nada puede evitar un mayor colapso de la estrella: continúa hasta que la densidad de su materia alcanza la densidad de los núcleos atómicos. La fuerte compresión de la materia en las regiones centrales de la estrella genera una explosión de tremenda fuerza, como resultado de lo cual las capas exteriores de la estrella se separan a tremendas velocidades. Son estas explosiones las que los astrónomos asocian con el fenómeno de las supernovas.
El destino del remanente que colapsa de una estrella depende de su masa. Si la masa es inferior a unos 2,5 M 0 (la masa del Sol), entonces la presión debida al movimiento "cero" de los neutrones y los protones es lo suficientemente grande como para evitar una mayor contracción gravitatoria de la estrella. Los objetos cuya densidad de materia es igual (o incluso superior) a la densidad de los núcleos atómicos se denominan estrellas de neutrones. Sus propiedades fueron estudiadas por primera vez en los años 30 por R. Oppenheimer y G. Volkov.
Según la teoría de Newton, el radio de una estrella que colapsa se reduce a cero en un tiempo finito, mientras que el potencial gravitatorio aumenta indefinidamente. La teoría de Einstein pinta un escenario diferente. La velocidad del fotón disminuye a medida que se acerca al centro del agujero negro, volviéndose igual a cero. Esto significa que, desde el punto de vista de un observador externo, un fotón que cae en un agujero negro nunca llegará a su centro. Dado que las partículas de materia no pueden moverse más rápido que un fotón, el radio de un agujero negro alcanzará su valor límite en un tiempo infinito. Además, los fotones emitidos desde la superficie del agujero negro experimentan un desplazamiento hacia el rojo cada vez mayor durante el colapso. Desde el punto de vista de un observador externo, el objeto del que se forma el agujero negro se comprime inicialmente a un ritmo cada vez mayor; luego su radio comienza a disminuir cada vez más lentamente.
No teniendo fuentes internas energía, las estrellas de neutrones y los agujeros negros se están enfriando rápidamente. Y dado que su área de superficie es muy pequeña, solo unas pocas decenas de kilómetros cuadrados, se debe esperar que el brillo de estos objetos sea extremadamente bajo. De hecho, aún no se ha observado la radiación térmica de la superficie de las estrellas de neutrones o los agujeros negros. Sin embargo, algunas estrellas de neutrones son fuentes poderosas de radiación no térmica. Estamos hablando de los llamados púlsares, descubiertos en 1967 por Jocelyn Bell, una estudiante de posgrado. Universidad de Cambridge. Bell estudió las señales de radio registradas con equipos desarrollados por Anthony Hewish para estudiar la radiación de las fuentes de radio oscilantes. Entre los muchos registros de fuentes caóticamente parpadeantes, notó uno en el que los estallidos se repetían con una clara periodicidad, aunque variaban en intensidad. Observaciones más detalladas confirmaron la naturaleza exactamente periódica de la repetición del pulso, y al estudiar otros registros, se descubrieron dos fuentes más con las mismas propiedades. Las observaciones y el análisis teórico muestran que los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente con un campo magnético inusualmente fuerte. La naturaleza pulsante de la radiación se debe a un haz de rayos que emergen de "puntos calientes" en (o cerca) de la superficie de una estrella de neutrones en rotación. El mecanismo detallado de esta radiación sigue siendo un misterio para los científicos.
Se han descubierto varias estrellas de neutrones que forman parte de sistemas binarios cercanos. Son estas (y no otras) estrellas de neutrones las que son poderosas fuentes de rayos X. Imaginemos un binario cercano, uno de cuyos componentes es un gigante o supergigante, y el otro es una estrella compacta. Bajo la acción del campo gravitatorio de una estrella compacta, el gas puede fluir desde la atmósfera enrarecida de un gigante: tales flujos de gas en sistemas binarios cercanos, descubiertos hace mucho tiempo por métodos de análisis espectral, han recibido una interpretación teórica correspondiente. Si la estrella compacta en un sistema binario es una estrella de neutrones o un agujero negro, entonces las moléculas de gas que escapan de otro componente del sistema pueden acelerarse a energías muy altas. Debido a las colisiones entre moléculas, la energía cinética del gas que cae sobre una estrella compacta finalmente se convierte en calor y en radiación. Las estimaciones muestran que la energía liberada en este caso explica completamente la intensidad de rayos X observada en sistemas binarios de este tipo.
A teoría general En la teoría de la relatividad de Einstein, los agujeros negros ocupan el mismo lugar que las partículas ultrarrelativistas en su teoría especial de la relatividad. Pero si el mundo de las partículas ultrarrelativistas -física de altas energías- está repleto de fenómenos sorprendentes que juegan un papel importante en la física experimental y astronomía observacional, entonces los fenómenos asociados a los agujeros negros siguen siendo sorprendentes. Con el tiempo, la física de los agujeros negros producirá resultados que son importantes para la cosmología, pero en este momento esta rama de la ciencia es básicamente " patio de juegos» para teóricos. ¿No se deduce de esto que la teoría de la gravedad de Einstein nos da menos información sobre el Universo que la teoría de Newton, aunque teóricamente es muy superior a ella? ¡De nada! A diferencia de la teoría de Newton, la teoría de Einstein forma la base de un modelo autoconsistente del universo real como un todo, que esta teoría tiene muchas predicciones asombrosas y comprobables y, finalmente, proporciona una relación causal entre la referencia no giratoria y que cae libremente. marcos y distribución, así como el movimiento de masa en el espacio espacial.
