Ovaj post je sažetak petog sata programa tečaja astrofizike za Srednja škola. Sadrži opis eksplozija supernova, procesa nastanka neutronskih zvijezda (pulsara) i crnih rupa zvjezdanih masa, pojedinačnih i u zvjezdanim parovima. I nekoliko riječi o smeđim patuljcima.
Prvo ću ponoviti sliku koja prikazuje klasifikaciju tipova zvijezda i njihovu evoluciju ovisno o njihovoj masi:
1. Bljeskovi novih i supernove.
Izgaranje helija u unutrašnjosti zvijezda završava nastankom crvenih divova i njihovim izljevima kao novi s obrazovanjem bijeli patuljci ili nastajanje crvenih supergiganata i njihovi izljevi kao supernove s obrazovanjem neutronske zvijezde ili Crne rupe kao i maglice iz njihovih školjki koje su odbacile ove zvijezde. Često mase izbačenih školjki premašuju mase "mumija" tih zvijezda - neutronskih zvijezda i crnih rupa. Da bismo razumjeli razmjere ovog fenomena, dat ću video izbijanja supernove 2015F na udaljenosti od 50 milijuna svjetlosnih godina od nas. godine galaksije NGC 2442:
Drugi primjer je supernova 1054 u našoj galaksiji, zbog koje su Rakova maglica i neutronska zvijezda nastale na udaljenosti od 6,5 tisuća svjetlosnih godina od nas. godine. U ovom slučaju, masa formirane neutronske zvijezde je ~ 2 solarne mase, a masa izbačene ljuske je ~ 5 solarnih masa. Suvremenici su procijenili da je sjaj ove supernove oko 4-5 puta veći od sjaja Venere. Kad bi takva supernova planula tisuću puta bliže (6,5 svjetlosnih godina), tada bi na našem nebu zaiskrila 4000 puta jače od Mjeseca, ali sto puta slabije od Sunca.
2. Neutronske zvijezde.
Zvijezde velikih masa (klase Oh, V, A) nakon izgaranja vodika u helij i tijekom izgaranja helija pretežno u ugljik, kisik i dušik ulaze u prilično kratku fazu crveni superdiv a na kraju ciklusa helij-ugljik također ispuštaju ljusku i pale kao "supernove". Njihova se crijeva također skupljaju pod utjecajem gravitacije. Ali tlak degeneriranog elektronskog plina ne može više, kao kod bijelih patuljaka, zaustaviti ovo gravitacijsko samokomprimiranje. Stoga temperatura u dubinama tih zvijezda raste i u njima se počinju odvijati termonuklearne reakcije, uslijed čega nastaju sljedeći elementi periodnog sustava. Do žlijezda.
Zašto baš glačati? Jer stvaranje jezgri s velikim atomskim brojem ne dolazi s oslobađanjem energije, već s njezinom apsorpcijom. A uzeti ga iz drugih jezgri nije tako lako. Naravno, u dubinama tih zvijezda nastaju elementi s velikim atomskim brojem. Ali u mnogo manjim količinama od željeza.
Ali daljnja evolucija se dijeli. Ne previše masivne zvijezde (razreda ALI i djelomično NA) pretvoriti u neutronske zvijezde. U kojoj su elektroni doslovno utisnuti u protone i veći dio tijela zvijezde pretvara se u ogromnu neutronsku jezgru. Sastoje se od dodirivanja i čak utisnutih jedni u druge običnih neutrona. Gustoća tvari u kojoj je oko nekoliko milijardi tona po kubičnom centimetru. Tipičan promjer neutronske zvijezde- oko 10-20 kilometara. Neutronska zvijezda je druga stabilna vrsta "mumije" mrtve zvijezde. Njihove mase, u pravilu, leže u rasponu od oko 1,3 do 2,1 sunčeve mase (prema opažanjima).
Pojedinačne neutronske zvijezde gotovo je nemoguće vidjeti u optici zbog njihove iznimno niske svjetlosti. Ali neki od njih se nađu kao pulsari. Što je? Gotovo sve zvijezde rotiraju oko svoje osi i imaju prilično jaku magnetsko polje. Na primjer, naše Sunce se okrene oko svoje osi za otprilike mjesec dana.
Sada zamislite da će se njegov promjer smanjiti sto tisuća puta. Jasno je da će se zbog zakona održanja kutnog momenta rotirati mnogo brže. A magnetsko polje takve zvijezde u blizini njezine površine bit će mnogo reda veličine jače od solarnog. Većina neutronskih zvijezda ima period rotacije oko svoje osi u desetinkama - stotinkama sekunde. Iz promatranja je poznato da najbrži rotirajući pulsar napravi nešto više od 700 okretaja oko svoje osi u sekundi, a najsporiji rotirajući napravi jedan okret za više od 23 sekunde.
Sada zamislite da se magnetska os takve zvijezde, poput one Zemlje, ne poklapa s osi rotacije. Tvrdo zračenje takve zvijezde bit će koncentrirano u uskim čunjevima duž magnetske osi. A ako ovaj stožac "dotakne" Zemlju periodom rotacije zvijezde, tada ćemo ovu zvijezdu vidjeti kao pulsirajući izvor zračenja. Kao svjetiljka koju okreće naša ruka.
Takav pulsar (neutronska zvijezda) nastao je nakon eksplozije supernove 1054. godine, koja se dogodila upravo tijekom posjeta kardinala Humberta Carigradu. Uslijed čega je došlo do konačnog prekida između katoličkog i pravoslavne crkve. Sam pulsar čini 30 okretaja u sekundi. I izgleda školjka koju je bacio s masom od ~ 5 solarnih masa rakova maglica:
3. Crne rupe (zvjezdane mase).
Konačno, dovoljno masivne zvijezde (razreda O i djelomično NA) završiti svoje životni put treća vrsta "mumije" - Crna rupa. Takav objekt nastaje kada je masa ostatka zvijezde tolika da se tlak susjednih neutrona (tlak degeneriranog neutronskog plina) u unutrašnjosti ovog ostatka ne može oduprijeti njegovom gravitacijskom samokompresiji. Promatranja pokazuju da se granica mase između neutronskih zvijezda i crnih rupa nalazi u blizini ~2,1 sunčeve mase.
Nemoguće je izravno promatrati jednu crnu rupu. Jer nijedna čestica ne može pobjeći s njegove površine (ako postoji). Čak je i čestica svjetlosti foton.
4. Neutronske zvijezde i crne rupe u binarnim zvjezdanim sustavima.
Pojedinačne neutronske zvijezde i crne rupe zvjezdane mase praktički se ne mogu uočiti. Ali u slučajevima kada su one jedna od dvije ili više zvijezda u bliskim zvjezdanim sustavima, takva opažanja postaju moguća. Budući da njihova gravitacija može "usisati" vanjske ljuske svojih susjeda koji su još uvijek normalne zvijezde.
Takvim "usisom" oko neutronske zvijezde nastaje ili crna rupa akrecijski disk, čija materija djelomično "klizi" prema neutronskoj zvijezdi ili crnoj rupi i djelomično se od nje odbacuje u dva dijela mlaznice. Ovaj proces se može popraviti. Primjer je binarni zvjezdani sustav u SS433, čija je jedna od komponenti ili neutronska zvijezda ili crna rupa. A druga je još uvijek obična zvijezda:
5. Smeđi patuljci.
Zvijezde s masama osjetno manjim od Sunčeve mase i do ~ 0,08 solarnih masa crveni su patuljci klase M. Oni će raditi na ciklusu vodik-helij dulje od starosti svemira. U objektima s masama ispod ove granice, iz više razloga, stacionarna, dugotrajna termonuklearna fuzija nije moguća. Takve zvijezde nazivaju se smeđim patuljcima. Njihova površinska temperatura je toliko niska da su gotovo nevidljivi u optici. Ali sjaje u IR rasponu. Iz tih razloga se često nazivaju understars.
Raspon mase smeđih patuljaka je od 0,012 do 0,08 solarnih masa. Objekti s masom manjom od 0,012 solarnih masa (~12 masa Jupitera) mogu biti samo planeti. plinoviti divovi. Zrači zbog sporog gravitacijskog samokompresije osjetno više energije nego što primaju od matičnih zvijezda. Dakle, Jupiter, u zbroju svih raspona, zrači oko dvostruko više energije nego što prima od Sunca.
Što Crna rupa ? Zašto se zove crna? Što se događa u zvijezdama? Kako su neutronske zvijezde i crne rupe povezane? Je li Veliki hadronski sudarač sposoban stvoriti crne rupe i što to za nas znači?
Što zvijezda??? Ako već ne znate, i naše Sunce je zvijezda. Ovo je objekt velike veličine sposoban emitirati elektromagnetske valove pomoću termonuklearne fuzije (ovo nije najtočnija definicija). Ako nije jasno, možete reći ovo: zvijezda je veliki sferni objekt, unutar kojeg se, uz pomoć nuklearnih reakcija, vrlo, vrlo, vrlo veliki broj energije, od kojih se dio koristi za emitiranje vidljive svjetlosti. Osim obične svjetlosti emitiraju se i toplina (infracrveno zračenje), radio valovi, ultraljubičasto zračenje itd.
U svakoj zvijezdi nuklearne reakcije se odvijaju na isti način kao u nuklearnim elektranama, sa samo dvije glavne razlike.
1. U zvijezdama se javljaju reakcije nuklearne fuzije, odnosno spajanja jezgri, a u nuklearnim elektranama – nuklearni raspad. U prvom slučaju oslobađa se 3 puta više energije, tisuće puta manji trošak, budući da je potreban samo vodik, a relativno je jeftin. Također, u prvom slučaju nema štetnog otpada: oslobađa se samo bezopasni helij. Sada vas, naravno, zanima zašto nuklearne elektrane ne koriste takve reakcije? Jer je NEKONTROLIRAN i lako vodi do nuklearna eksplozijaŠtoviše, ova reakcija zahtijeva temperaturu od nekoliko milijuna stupnjeva. Za ljude je nuklearna fuzija najvažniji i najteži zadatak (nitko još nije smislio način kontrole fuzije), s obzirom na to da su nam izvori energije na izmaku.
2. U zvijezdama je više materije uključeno u reakcije nego u nuklearnim elektranama i, naravno, tamo se dobiva više energije.
Sada o evoluciji zvijezda. Svaka zvijezda se rađa, raste, stari i umire (ugasi se). Zvijezde prema stilu evolucije podijeljene su u tri kategorije ovisno o njihovoj masi.
Prva kategorija – zvijezde čija je masa manja od 1,4 puta veća od mase Sunca. U takvim se zvijezdama svo “gorivo” polako pretvara u metal, jer se zbog fuzije (kombinacije) jezgri pojavljuje sve više “višejezgarnih” (teških) elemenata, a to su metali. Istina, posljednja faza evolucija takvih zvijezda nije zabilježena (teško je popraviti metalne kuglice), ovo je samo teorija.
Druga kategorija –
zvijezde mase veće od mase zvijezda prve kategorije, ali manje od tri mase Sunca. Kao rezultat evolucije, takve zvijezde gube ravnotežu unutarnjih sila privlačnosti i odbijanja. Kao rezultat toga, njihova se vanjska ljuska izbacuje u svemir, a unutarnja (iz zakona održanja zamaha) počinje se "bijesno" smanjivati. Nastaje neutronska zvijezda. Gotovo u potpunosti se sastoji od neutrona, odnosno od čestica koje nemaju električni naboj. Najčudnija stvar o neutronskoj zvijezdi –
ovo je njegova gustoća, jer da biste postali neutronska zvijezda, trebate se skupiti na kuglu promjera samo oko 300 km, a to je vrlo malo. Dakle, njegova je gustoća vrlo visoka - desetak trilijuna kg u jednom metar kubni, što je milijarde puta veće od gustoće najgušćih tvari na Zemlji. Odakle ova gustoća? Činjenica je da se sve tvari na Zemlji sastoje od atoma, koji se pak sastoje od jezgri. Svaki atom se može zamisliti kao velika prazna lopta (apsolutno prazna), u čijem se središtu nalazi mala jezgra. Cijela masa atoma sadržana je u jezgri (osim jezgre, u atomu su samo elektroni, ali je njihova masa vrlo mala). Jezgra je 1000 puta manja od promjera atoma. To znači da je volumen jezgre 1000 * 1000 * 1000 = 1 milijardu puta manji od atoma. I stoga je gustoća jezgre milijarde puta veća od gustoće atoma. Što se događa u neutronskoj zvijezdi? Atomi prestaju postojati kao oblik materije, zamjenjuju ih jezgre. Zato je gustoća takvih zvijezda milijarde puta veća od gustoće zemaljskih tvari.
Svi znamo da teški objekti (planeti, zvijezde) snažno privlače sve oko sebe. Neutronske zvijezde se nalaze na taj način. Oni snažno savijaju orbite drugih vidljive zvijezde u blizini.
Treća kategorija zvijezda – zvijezde s masom većom od tri puta većom od mase Sunca. Takve zvijezde, postajući neutronske, dalje se skupljaju i pretvaraju u crne rupe. Njihova gustoća je desetke tisuća puta veća od gustoće neutronskih zvijezda. Imajući tako ogromnu gustoću, crna rupa stječe sposobnost vrlo jake gravitacije (sposobnost privlačenja okolnih tijela). S takvom gravitacijom zvijezda ne dopušta čak ni elektromagnetskim valovima, a time i svjetlosti, da napuste svoje granice. Odnosno, crna rupa ne emitira svjetlost. Odsutnost bilo kakvog svjetla – tamno je, zato se crna rupa zove crna rupa. Uvijek je crna, ne može se vidjeti ni u jednom teleskopu. Svatko zna da crne rupe zbog svoje gravitacije mogu usisati sva okolna tijela veliki volumen. Zato se ljudi zaziru od pokretanja Velikog hadronskog sudarača, u kojem, prema znanstvenicima, nije isključena pojava crnih mikro rupa. Međutim, te se mikrorupe uvelike razlikuju od običnih: nestabilne su, jer im je životni vijek vrlo kratak, i nisu dokazane u praksi. Štoviše, znanstvenici tvrde da su te mikrorupe potpuno drugačije prirode, za razliku od običnih crnih rupa, te da nisu sposobne apsorbirati materiju.
stranice, uz potpuno ili djelomično kopiranje materijala, potrebna je poveznica na izvor.
Za zvijezde s masom ispod određene kritične gravitacijske kontrakcije prestaje u stadiju takozvanog "bijelog patuljka".
Gustoća bijelog patuljka veća je od 10 7 g/cm 3 , površinska temperatura je ~ 10 4 K. visoka temperatura atomi moraju biti potpuno ionizirani i unutar zvijezde jezgre moraju biti uronjene u more elektrona koji tvore degenerirani elektronski plin. Tlak tog plina sprječava daljnji gravitacijski kolaps zvijezde.
Tlak degeneriranog elektronskog plina ima kvantnu prirodu. Nastaje kao posljedica Paulijevog principa, kojem se pokoravaju elektroni.
Paulijev princip postavlja ograničenje minimalne količine prostora koji svaki elektron može zauzeti. Vanjski tlak ne može smanjiti ovaj volumen. U bijelom patuljku svi su elektroni dosegli svoj minimalni volumen i gravitacijska kontrakcija je uravnotežena unutarnji pritisak elektronski plin.
Granica mase bijelog patuljka je oko 1,5M s. Ova granična masa naziva se Chandrasekharova granica (M s je masa Sunca, jednaka ~ 1,99 10 30 kg).
Obično se vjeruje da je najveća masa bijelog patuljka 1,4M s. Dakle, tlak degeneracije elektrona ne može zadržati mase veće od 1,4M s. Ako je 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.
Gustoća bijelog patuljka s masom bliskom Chandrasekharovoj je 6x10 6 g/cm 3 , polumjer je 5x10 3 km.
Svjetlost bijelih patuljaka je 10 -2 -10 -4 svjetline Sunca. Njihovo zračenje osigurava toplinska energija pohranjena u njima.
neutronska zvijezda
Proračuni pokazuju da eksplozija supernove s M ~ 25M s ostavlja gustu neutronsku jezgru (neutronsku zvijezdu) s masom od ~ 1,6M s.
U zvijezdama s zaostalom masom M > 1,4M s koje nisu dosegle stadij supernove, tlak degeneriranog elektronskog plina također nije u stanju uravnotežiti gravitacijske sile, pa se zvijezda skuplja do stanja nuklearne gustoće. Mehanizam ovog gravitacijskog kolapsa isti je kao kod eksplozije supernove.
Tlak i temperatura unutar zvijezde dostižu takve vrijednosti pri kojima se čini da su elektroni i protoni "utisnuti" jedan u drugi i kao rezultat reakcije
p + e -> n + v e
nakon izbacivanja neutrina nastaju neutroni koji zauzimaju puno manji fazni volumen od elektrona.
Pojavljuje se takozvana neutronska zvijezda, čija gustoća doseže 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Karakteristična veličina neutronske zvijezde je 10-15 km.
U određenom smislu, neutronska zvijezda je divovska atomska jezgra.
Daljnje gravitacijsko skupljanje sprječava pritisak nuklearne tvari, koji nastaje zbog međudjelovanja neutrona. To je isti tlak degeneracije kao ranije u slučaju bijelog patuljka, ali je to tlak degeneracije mnogo gušćeg neutronskog plina. Ovaj pritisak može zadržati mase do 3,2M s.
Neutrini nastali u trenutku kolapsa prilično brzo hlade neutronsku zvijezdu. Prema teorijskim procjenama, njegova temperatura pada sa 10 11 na 10 9 K za ~ 100 s. Nadalje, brzina hlađenja se donekle smanjuje. Međutim, on je prilično visok u astronomskom smislu. Smanjenje temperature s 10 9 na 10 8 K događa se za 100 godina, a na 10 6 K za milijun godina.
Otkrivanje neutronskih zvijezda optičkim metodama prilično je teško zbog njihove male veličine i niske temperature.
Godine 1967., na Sveučilištu Cambridge, Hewish i Bell otkrili su kozmičke izvore periodičnog elektromagnetskog zračenja - pulsari. Periodi ponavljanja pulsa većine pulsara su u rasponu od 3,3·10 -2 do 4,3 s.
Prema modernim konceptima, pulsari su rotirajuće neutronske zvijezde s masom od 1-3M s i promjerom od 10-20 km.
Samo kompaktni objekti sa svojstvima neutronskih zvijezda mogu zadržati svoj oblik bez kolapsa pri takvim brzinama rotacije.
Očuvanje kutnog momenta i magnetskog polja tijekom formiranja neutronske zvijezde dovodi do rađanja brzo rotirajućih pulsara s jakim magnetskim poljem B ~ 10 12 G.
B je vektor magnetske indukcije, glavna karakteristika snage magnetskog polja. Mjeri se u gausima (Gs) u CGS sustavu (centimetar-gram-sekunda) i u telasama (T) u Međunarodnom sustavu jedinica (SI). 1 T = 10 4 Gs.
Vjeruje se da neutronska zvijezda ima magnetsko polje čija se os ne podudara s osi rotacije zvijezde. U ovom slučaju, zračenje zvijezde (radiovalovi i vidljiva svjetlost) klizi po Zemlji poput zraka svjetionika. Kada snop prijeđe Zemlju, registrira se impuls.
Samo zračenje neutronske zvijezde nastaje zbog činjenice da se nabijene čestice s površine zvijezde kreću prema van duž linija magnetskog polja, emitirajući elektromagnetske valove. Ovaj mehanizam radio-emisije pulsara, koji je prvi predložio Gold, prikazan je na donjoj slici.
Ako snop zračenja pogodi zemaljskog promatrača, tada radioteleskop detektira kratke impulse radio emisije s periodom jednakim razdoblju rotacije neutronske zvijezde.
Oblik impulsa može biti vrlo složen, što je posljedica geometrije magnetosfere neutronske zvijezde i karakteristično je za svaki pulsar.
Periodi rotacije pulsara su striktno konstantni, a točnost mjerenja tih razdoblja doseže 14-znamenkasti broj.
Sada su otkriveni pulsari koji su dio binarnih sustava. Ako pulsar kruži oko druge komponente, tada treba promatrati varijacije u razdoblju pulsara zbog Dopplerovog efekta.
Kada se pulsar približi promatraču, zabilježeno razdoblje radio impulsa se smanjuje zbog Dopplerovog efekta, a kada se pulsar udalji od nas, njegov period se povećava. Na temelju ovog fenomena otkriveni su pulsari koji su dio binarnih zvijezda.
Za prvi otkriveni pulsar PSR 1913 + 16, koji je dio binarnog sustava, orbitalni period okretanja bio je 7 sati i 45 minuta. Pravi period okretanja pulsara PSR 1913 + 16 je 59 ms.
Zračenje pulsara trebalo bi dovesti do smanjenja brzine rotacije neutronske zvijezde. Ovaj učinak je također pronađen. Neutronska zvijezda, koja je dio binarnog sustava, također može biti izvor intenzivnih rendgenskih zraka.
Formiranje neutronskih zvijezda nije uvijek rezultat eksplozije supernove. Moguć je i drugi mehanizam za stvaranje neutronskih zvijezda tijekom evolucije bijelih patuljaka u bliskim sustavima binarnih zvijezda.
Protok tvari od zvijezde pratilje do bijelog patuljka postupno povećava masu bijelog patuljka, a po dolasku do kritične mase (granica Chandrasekhara), bijeli patuljak se pretvara u neutronsku zvijezdu.
U slučaju da se tok tvari nastavi nakon formiranja neutronske zvijezde, njezina se masa može značajno povećati i, kao rezultat gravitacijskog kolapsa, može se pretvoriti u crnu rupu. To odgovara takozvanom "tihi" kolapsu.
Postoji ograničenje mase zvijezde koju gusto zbijeni neutroni mogu držati u ravnoteži. Ova se granica ne može točno izračunati, budući da ponašanje tvari pri gustoćama koje znatno premašuju gustoću nuklearne tvari nije dovoljno proučeno.
Procjene mase zvijezde koja se više ne može stabilizirati degeneriranim neutronima daju vrijednost od ~ 3M s.
Dakle, ako je zaostala masa M > 3M s sačuvana tijekom eksplozije supernove, onda ona ne može postojati u obliku stabilne neutronske zvijezde.
Nuklearne odbojne sile na malim udaljenostima nisu u stanju odoljeti daljnjoj gravitacijskoj kontrakciji zvijezde. Pojavljuje se neobičan objekt – crna rupa.
Glavno svojstvo crne rupe je da nijedan signal koji ona emitira ne može prijeći njezine granice i doprijeti do vanjskog promatrača.
Zvijezda mase M, koja kolabira u crnu rupu, doseže sferu polumjera r g (Schwarzschildova sfera):
r g \u003d 2GM / c 2,
(formalno se do ove relacije može doći unošenjem poznate formule za drugi svemirska brzina v k2 = (2GM/R) 1/2 granična vrijednost ove brzine, jednaka brzini svjetlosti).
Kada objekt dosegne veličinu Schwarzschildove kugle, njegovo gravitacijsko polje postaje toliko jako da čak ni elektromagnetsko zračenje ne može napustiti ovaj objekt. Schwarzschildov radijus Sunca je 3 km, Zemljin 1 cm.
Schwarzschildova crna rupa pripada nerotirajućim objektima i ostatak je masivne nerotirajuće zvijezde. Rotirajuća masivna zvijezda kolabira u rotirajuću crnu rupu (Kerr crna rupa).
Crna rupa se može otkriti samo neizravnim znakovima, posebice ako je dio binarnog zvjezdanog sustava s vidljivom zvijezdom. U tom slučaju, crna rupa će usisati plin zvijezde. Ovaj plin će se zagrijati, postajući izvor intenzivnih rendgenskih zraka koje se mogu detektirati.
Trenutno nema izravnih eksperimentalnih dokaza za postojanje crnih rupa. Postoji nekoliko svemirskih objekata čije se ponašanje može objasniti prisutnošću crnih rupa.
Dakle, postoji objekt Cygnus XI, koji je binarni sustav s periodom rotacije od 5,6 dana. Sustav uključuje plavog diva mase 22M s i nevidljivog izvora pulsirajućeg rendgenskog zračenja mase 8M s, što je moguće crna rupa (objekt tako velike mase ne može biti neutronska zvijezda).
Uz crne rupe nastale tijekom kolapsa zvijezda, u Svemiru mogu postojati crne rupe koje su nastale mnogo prije pojave prvih zvijezda zbog nehomogenosti Velikog praska.
Nastale nakupine tvari mogle bi se skupiti do stanja crnih rupa, dok se ostatak materije proširio. Crne rupe, nastale u najranijoj fazi svemira, nazivaju se reliktnim. Pretpostavlja se da veličina nekih od njih može biti značajna manja veličina proton.
Godine 1974. Hawking je pokazao da crne rupe moraju emitirati čestice. Izvor ovih čestica je proces stvaranja virtualnih parova čestica-antičestica u vakuumu. U običnim poljima ovi parovi se tako brzo poništavaju da se ne mogu primijetiti. Međutim, u vrlo jakim poljima virtualna čestica a antičestica se može odvojiti i postati stvarna.
Snažne plimne sile djeluju na rubu crne rupe. Pod djelovanjem tih sila neke od čestica (antičestica) koje su bile dio virtualnih parova mogu izletjeti iz crne rupe. Budući da mnoge od njih nestaju, crna rupa mora postati izvor zračenja.
Energija koju crna rupa zrači u svemir dolazi iz njenih dubina. Stoga se u procesu takve emisije čestica mora smanjiti masa i veličina crne rupe. To je mehanizam "isparavanja" crne rupe.
Temperatura crne rupe obrnuto je proporcionalna njezinoj masi, pa one masivnije isparavaju sporije, jer im je životni vijek proporcionalan kocki mase (u četverodimenzionalnom prostor-vremenu). Na primjer, životni vijek crne rupe s masom M Sunčevog reda premašuje starost Svemira, dok mikrorupa s M = 1 teraelektronvolt (10 12 eV, približno 2x10 -30 kg) živi oko 10 -27 sekundi (Znanost i život, CRNE RUPE).
Za velike crne rupe brzina "isparavanja" je vrlo spora i praktički zanemariva. Crna rupa s masom od 10 solarnih masa isparit će za 10 69 godina. Vrijeme isparavanja supermasivnih (milijardu solarnih masa) crnih rupa, koje mogu biti u središtu velikih galaksija, može biti 10 96 godina.
Procese transformacije zvijezda u bijele patuljke, neutronske zvijezde ili crne rupe, u pravilu, prati emisija kolosalne energije. Više o ovoj vrsti energetskih emisija i drugim svemirskim eksplozijama opisano je u sljedećem videu.
Video: Najbrutalnije i najveće eksplozije u svemiru. Eksplozije galaksija, zvijezda, planeta.
Gravitacija je glavna tema mnogih od ovih pitanja. To je sila koja određuje prostor. Drži planete u njihovim orbitama, povezuje zvijezde i galaksije, određuje sudbinu našeg svemira. Stvorio ga je Isaac Newton u 17. stoljeću, teorijski opis gravitacije ostaje dovoljno točan da izračuna putanje svemirskih letjelica prilikom letenja na Mars, Jupiter i dalje. Ali nakon 1905., kada se pojavio Albert Einstein posebna teorija relativnosti da je trenutni prijenos informacija nemoguć, fizičari su shvatili da Newtonovi zakoni više neće biti adekvatni kada se brzina gibanja izazvanog gravitacijom približi brzini svjetlosti. Međutim, Einsteinova opća teorija relativnosti (objavljena 1916.) prilično dosljedno opisuje čak i one situacije u kojima je gravitacija iznimno jaka.Opća se relativnost smatra jednim od dva stupa fizike 20. stoljeća; druga je kvantna teorija, revolucija u idejama koja je anticipirala naše moderno razumijevanje atoma i njihovih jezgri. Einsteinov intelektualni podvig bio je posebno dojmljiv, jer, za razliku od pionira kvantne teorije, nije imao poticaja u vidu eksperimentalnog problema.Samo 50 godina kasnije astronomi su otkrili objekte s dovoljno jakim gravitacijskim poljem u kojima su najkarakterističniji i upečatljive značajke teorije mogle bi se očitovati Einstein. Početkom 60-ih godina prošlog stoljeća otkriveni su objekti vrlo velike svjetlosti - kvazari. Činilo se da im je potreban još učinkovitiji izvor energije od nuklearne fuzije koja čini da zvijezde sjaje; gravitacijski kolaps činio se najatraktivnijim objašnjenjem. Američki teoretičar Thomas Gold izrazio je uzbuđenje koje je tada obuzelo teoretičare. U svom poslijepodnevnom govoru na prvoj velikoj konferenciji o novom objektu relativističke astrofizike, koja se održala u Dallasu 1963., rekao je: "Relativisti sa svojim sofisticiranim radom nisu samo briljantan ukras kulture, već mogu biti korisni i znanosti Svi su sretni: relativisti, koji osjećaju da je njihov rad prepoznat, da su odjednom postali stručnjaci u području za koje nisu ni znali da postoji, astrofizičari koji su proširili svoje područje djelovanja... Sve je to vrlo ugodno, nadajmo se da je to točno." Promatranja korištenjem novih metoda radio i rendgenske astronomije podržala su Goldov optimizam. Pedesetih godina prošlog stoljeća najbolji optički teleskopi na svijetu bili su koncentrirani u Sjedinjenim Državama, posebice u Kaliforniji. Ovo kretanje iz Europe bilo je zbog klimatskih i financijskih razloga. Međutim, radio valovi iz svemira mogu proći kroz oblake, tako da bi se u Europi i Australiji nova znanost radioastronomije mogla razviti bez utjecaja vremenskih prilika.Identificirani su neki od najjačih izvora svemirske radiobuke. Jedna je bila Rakova maglica, rastući ostaci eksplozije supernove koju su vidjeli istočni astronomi 1054. pr. Drugi izvori bili su udaljeni ekstragalaktički objekti u kojima se, kako sada razumijemo, generirala energija u blizini divovskih crnih rupa. Ova otkrića su bila neočekivana. Fizički procesi odgovorni za emisiju radio valova, koji su danas prilično dobro shvaćeni, nisu bili predviđeni.Najnevjerovatnije neočekivano postignuće radioastronomije bilo je otkriće neutronskih zvijezda 1967. godine od strane Anthonyja Hewisha i Jocelyn Bell. Ove zvijezde su gusti ostaci koji su ostali u središtu nakon nekih eksplozija supernove. Otkriveni su poput pulsara: rotiraju se (ponekad i nekoliko puta u sekundi) i emitiraju moćnu zraku radio valova koja prolazi kroz naš vidni vid jednom po okretu. Važnost neutronskih zvijezda leži u njihovoj krajnosti fizičkih uvjeta: kolosalne gustoće, jaka magnetska i gravitacijska polja 1969. godine otkriven je vrlo brz (30 Hz) pulsar u središtu Rakova maglice. Pažljiva promatranja pokazala su da se frekvencija impulsa postupno smanjivala. Bilo je prirodno ako se energija rotacije zvijezde postupno pretvara u vjetar čestica koje održavaju maglicu sjajnom u plavom svjetlu. Zanimljivo je da je puls pulsara - 30 u sekundi - toliko visok da ga oko vidi kao stalni izvor. Da je tako svijetla, ali da se rotira sporije - recimo, 10 puta u sekundi - izvanredna svojstva ove male zvijezde mogla bi se otkriti još prije 70 godina. Kako bi se promijenio razvoj fizike u 20. stoljeću da je supergusta materija otkrivena 1920-ih, prije nego što su neutroni otkriveni na Zemlji? Iako to nitko ne zna, nema sumnje da bi se značaj astronomije za fundamentalnu fiziku shvatio mnogo ranije.Neutronske zvijezde otkrivene su slučajno. Nitko nije očekivao da će emitirati tako jake i jasne radio impulse. Da su teoretičare početkom 1960-ih pitali kako najbolje otkriti neutronske zvijezde, većina bi predložila traženje X-zraka. Doista, ako neutronske zvijezde zrače isto toliko energije kao obične zvijezde iz mnogo manjeg područja, one moraju biti dovoljno vruće da emitiraju X-zrake. Stoga se činilo da su rendgenski astronomi bili u najboljoj poziciji da otkriju neutronske zvijezde. X-zrake iz svemirskih objekata, međutim, apsorbiraju se u Zemljinoj atmosferi i mogu se promatrati samo iz svemira. Rentgenska astronomija, kao i radioastronomija, dobila je poticaj za razvoj kao rezultat korištenja vojne tehnologije i iskustva. U tom su području američki znanstvenici zauzeli vodeću poziciju, posebno pokojni Herbert Friedman i njegovi kolege u Pomorstvu istraživački laboratorij SAD. Njihovi prvi detektori X-zraka postavljeni na raketu radili su samo nekoliko minuta prije nego što su pali na tlo. Rentgenska astronomija je napravila veliki napredak 1970-ih, kada je NASA lansirala prvi rendgenski satelit koji je prikupljao informacije tijekom nekoliko godina. Ovaj projekt, kao i mnogi koji su uslijedili, pokazali su da je rendgenska astronomija otvorila važan novi prozor u svemiru. X-zrake emitiraju neobično vrući plin i posebno snažni izvori. Stoga se na rendgenskoj karti neba ističu najtopliji i najmoćniji objekti u svemiru. Među njima su i neutronske zvijezde, u kojima je masa, barem ne manja od mase Sunca, koncentrirana u volumenu promjera nešto više od 10 kilometara. Gravitacijska sila na njih je toliko jaka da relativističke korekcije dosežu i do 30%.Trenutačno se pretpostavlja da neki ostaci zvijezda pri kolapsu mogu premašiti gustoću neutronskih zvijezda i pretvoriti se u crne rupe, koje još više iskrivljuju vrijeme i prostor. nego neutronske zvijezde. Astronaut koji se usudi ući unutar horizonta crne rupe neće moći odašiljati svjetlosni signali u okolni svijet – kao da se sam prostor uvlači brže nego što se njime kreće svjetlost. Vanjski promatrač nikada neće znati konačnu sudbinu astronauta. Činit će mu se da će svaki sat koji pada prema unutra ići sve sporije i sporije. Tako će astronaut biti, takoreći, prikovan za horizont, nakon što se zaustavio na vremenu.Ruski teoretičari Yakov Zeldovich i Igor Novikov, koji su proučavali kako se vrijeme iskrivljuje u blizini kolabiranih objekata, predložili su termin "zamrznute zvijezde" početkom 1960-ih. Izraz "crna rupa" skovan je 1968. kada je John Wheeler opisao kako "svjetlost i čestice koje padaju izvana... padaju na crnu rupu, samo povećavajući njezinu masu i gravitaciju." Crne rupe, koje su konačno evolucijsko stanje zvijezde, imaju radijuse od 10 do 50 kilometara. Ali sada postoje uvjerljivi dokazi da crne rupe s masama od milijuna ili čak milijardi solarnih masa postoje u središtima većine galaksija. Neki od njih se manifestiraju kao kvazari - snopovi energije koji sjaje jače od svih zvijezda galaksija u kojima se nalaze ili kao moćni izvori kozmičke radioemisije. Druge, uključujući crnu rupu u središtu naše Galaksije, nisu toliko aktivne, ali utječu na orbite zvijezda koje im se približavaju. Crne rupe, gledane izvana, su standardizirani objekti: nema znakova po kojima mogao odrediti kako je određena crna rupa nastala ili koje objekte ona proguta. Godine 1963. Novozelanđanin Roy Kerr otkrio je rješenje Einsteinovih jednadžbi, koje je opisivalo urušavajući rotirajući objekt. "Kerrovo rješenje" steklo je vrlo važnost, kada su teoretičari shvatili da opisuje prostor-vrijeme oko bilo koje crne rupe. Objekt koji se urušava brzo dolazi u standardizirano stanje koje karakteriziraju samo dva broja koji mjere njegovu masu i spin. Roger Penrose, matematički fizičar koji je vjerojatno učinio najviše da oživi teoriju relativnosti 1960-ih, primijetio je: “Postoji neka ironija u činjenici da je za najčudniji i najmanje poznati astrofizički objekt – crnu rupu – naša teorijska slika najpotpuniji." Otkriće crnih rupa utrlo je put testiranju najnevjerovatnijih posljedica Einsteinove teorije. Zračenje takvih objekata uglavnom je posljedica vrućeg plina koji spiralno pada u "gravitacijski bunar". Pokazuje snažan Dopplerov učinak, a ima i dodatni crveni pomak zbog jakog gravitacijskog polja. Spektroskopsko proučavanje ovog zračenja, posebno X-zraka, omogućit će ispitivanje strujanja vrlo blizu crne rupe i utvrditi je li oblik prostora u skladu s predviđanjima teorije.
Bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe su raznim oblicima posljednja faza zvjezdane evolucije. Mlade zvijezde crpe svoju energiju iz termonuklearnih reakcija koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezde; Ove reakcije pretvaraju vodik u helij. Nakon što se potroši određena količina vodika, rezultirajuća helijeva jezgra počinje se skupljati. Daljnja evolucija zvijezde ovisi o njezinoj masi, odnosno o tome kako je u korelaciji s određenom kritičnom vrijednošću koja se zove Chandrasekharova granica. Ako je masa zvijezde manja od ove vrijednosti, tada tlak degeneriranog elektronskog plina zaustavlja kompresiju (kolaps) helijevog jezgra prije nego što njegova temperatura dostigne toliku visoka vrijednost kada počnu termonuklearne reakcije, tijekom kojih se helij pretvara u ugljik. U međuvremenu, vanjski slojevi zvijezde u razvoju relativno se brzo raspadaju. (Pretpostavlja se da planetarne maglice nastaju na ovaj način.) Bijeli patuljak je helijeva jezgra okružena više ili manje proširenom vodikovom ljuskom.
U masivnijim zvijezdama helijeva jezgra nastavlja se skupljati sve dok helij ne "izgori". Energija koja se oslobađa u procesu pretvaranja helija u ugljik sprječava daljnju kontrakciju jezgre – ali ne zadugo. Nakon što se helij potpuno potroši, kompresija jezgre se nastavlja. Temperatura ponovno raste, počinju druge nuklearne reakcije, koje traju sve dok se energija pohranjena u atomskim jezgrama ne iscrpi. Do tog vremena, jezgra zvijezde već se sastoji od čistog željeza, koje igra ulogu nuklearnog "pepela". Sada ništa ne može spriječiti daljnji kolaps zvijezde – on se nastavlja sve dok gustoća njezine materije ne dosegne gustoću atomskih jezgri. Oštar kompresija materije u središnjim dijelovima zvijezde stvara eksploziju ogromne sile, zbog čega se vanjski slojevi zvijezde razlijeću ogromnom brzinom. Upravo te eksplozije astronomi povezuju s fenomenom supernova.
Sudbina ostatka zvijezde u kolapsu ovisi o njezinoj masi. Ako je masa manja od oko 2,5 M 0 (masa Sunca), tada je tlak zbog "nulte" gibanja neutrona i protona dovoljno velik da spriječi daljnje gravitacijsko skupljanje zvijezde. Objekti čija je gustoća materije jednaka (ili čak i veća) gustoća atomskih jezgri nazivaju se neutronskim zvijezdama. Njihova svojstva prvi su proučavali 30-ih godina R. Oppenheimer i G. Volkov.
Prema Newtonovoj teoriji, polumjer zvijezde u kolapsu smanjuje se na nulu u konačnom vremenu, dok se gravitacijski potencijal neograničeno povećava. Einsteinova teorija prikazuje drugačiji scenarij. Brzina fotona se smanjuje kako se približava središtu crne rupe, postajući jednaka nuli. To znači da sa stajališta vanjskog promatrača foton koji padne u crnu rupu nikada neće doći do njenog središta. Budući da se čestice materije ne mogu kretati brže od fotona, polumjer crne rupe će u beskonačno vrijeme dosegnuti svoju graničnu vrijednost. Štoviše, fotoni emitirani s površine crne rupe doživljavaju sve veći crveni pomak tijekom kolapsa. Sa stajališta vanjskog promatrača, objekt iz kojeg se formira crna rupa u početku se komprimira sve većom brzinom; tada mu se radijus počinje sve sporije smanjivati.
Ne imati interni izvori energija, neutronske zvijezde i crne rupe brzo se hlade. A budući da je njihova površina vrlo mala - svega nekoliko desetaka četvornih kilometara - treba očekivati da je svjetlina tih objekata izrazito niska. Doista, toplinsko zračenje s površine neutronskih zvijezda ili crnih rupa još nije uočeno. Međutim, neke neutronske zvijezde su moćni izvori netoplinskog zračenja. Riječ je o takozvanim pulsarima, koje je 1967. godine otkrila Jocelyn Bell - apsolventica Sveučilište u Cambridgeu. Bell je proučavao radio signale snimljene pomoću opreme koju je razvio Anthony Hewish za proučavanje zračenja oscilirajućih radio izvora. Među brojnim zapisima kaotično treperavih izvora, primijetila je jedan u kojem su se rafali ponavljali s jasnom periodičnošću, iako su varirali u intenzitetu. Detaljnija promatranja potvrdila su točno periodičnu prirodu ponavljanja pulsa, a proučavanjem drugih zapisa otkrivena su još dva izvora s istim svojstvima. Promatranja i teorijska analiza pokazuju da su pulsari brzo rotirajuće neutronske zvijezde s neobično jakim magnetskim poljem. Pulsirajuća priroda zračenja posljedica je snopa zraka koji izlazi iz "vrućih točaka" na (ili blizu) površine rotirajuće neutronske zvijezde. Detaljan mehanizam ovog zračenja još je misterij za znanstvenike.
Otkriveno je nekoliko neutronskih zvijezda koje su dio bliskih binarnih sustava. Upravo su te (i nikakve druge) neutronske zvijezde moćni izvori X-zraka. Zamislimo blisku dvojnicu, čija je jedna komponenta div ili superdiv, a druga je kompaktna zvijezda. Pod djelovanjem gravitacijskog polja kompaktne zvijezde, plin može istjecati iz razrijeđene atmosfere diva: takva strujanja plina u bliskim binarnim sustavima, davno otkrivena metodama spektralne analize, dobila su odgovarajuću teoretsku interpretaciju. Ako je kompaktna zvijezda u binarnom sustavu neutronska zvijezda ili crna rupa, tada se molekule plina koje izlaze iz druge komponente sustava mogu ubrzati do vrlo visokih energija. Zbog sudara između molekula, kinetička energija plina koji pada na kompaktnu zvijezdu na kraju se pretvara u toplinu i u zračenje. Procjene pokazuju da energija oslobođena u ovom slučaju u potpunosti objašnjava opaženi intenzitet X-zraka u binarnim sustavima ovog tipa.
NA opća teorija U Einsteinovoj teoriji relativnosti crne rupe zauzimaju isto mjesto kao i ultrarelativističke čestice u njegovoj specijalnoj teoriji relativnosti. Ali ako je svijet ultrarelativističkih čestica - fizika visoke energije - pun nevjerojatnih fenomena koji igraju važnu ulogu u eksperimentalnoj fizici i promatračka astronomija, onda su fenomeni povezani s crnim rupama još uvijek iznenađujući. S vremenom će fizika crnih rupa proizvesti rezultate koji su važni za kozmologiju, ali trenutno je ova grana znanosti u osnovi " igralište»za teoretičare. Ne proizlazi li iz ovoga da nam Einsteinova teorija gravitacije daje manje informacija o Svemiru od Newtonove teorije, iako je teoretski mnogo superiornija od nje? Nikako! Za razliku od Newtonove teorije, Einsteinova teorija čini temelj samodosljednog modela stvarnog svemira u cjelini, da ova teorija ima mnoga nevjerojatna i provjerljiva predviđanja i, konačno, daje uzročnu vezu između slobodno padajuće, nerotirajuće reference okviri i raspodjela, kao i kretanje mase u svemirskom prostoru.
