Tento príspevok je zhrnutím piatej lekcie programu kurzu astrofyziky pre stredná škola. Obsahuje popis výbuchov supernov, procesov vzniku neutrónových hviezd (pulzarov) a čiernych dier hviezdnych hmotností, jednotlivých aj v hviezdnych pároch. A pár slov o hnedých trpaslíkoch.
Najprv zopakujem obrázok znázorňujúci klasifikáciu typov hviezd a ich vývoj v závislosti od ich hmotnosti:
1. Záblesky nových a supernov.
Vyhorenie hélia v interiéroch hviezd končí vznikom červených obrov a ich výbuchmi ako Nový so vzdelaním bielych trpaslíkov alebo vznik červených supergiantov a ich výbuchy ako supernovy so vzdelaním neutrónové hviezdy alebo čierne diery ako aj hmloviny z ich schránok, ktoré tieto hviezdy odhodili. Hmotnosti vyvrhnutých škrupín často prevyšujú hmotnosti „múmií“ týchto hviezd – neutrónových hviezd a čiernych dier. Aby som pochopil rozsah tohto javu, poskytnem video výbuchu supernovy 2015F vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov od nás. roky galaxie NGC 2442:
Ďalším príkladom je supernova z roku 1054 v našej Galaxii, v dôsledku ktorej vznikla Krabia hmlovina a neutrónová hviezda vo vzdialenosti 6,5 tisíc svetelných rokov od nás. rokov. V tomto prípade je hmotnosť vytvorenej neutrónovej hviezdy ~ 2 slnečné hmoty a hmotnosť vyvrhnutého obalu je ~ 5 hmotností Slnka. Súčasníci odhadli jasnosť tejto supernovy asi na 4-5 krát väčšiu ako jasnosť Venuše. Ak by takáto supernova vzplanula tisíckrát bližšie (6,5 svetelného roka), potom by sa na našej oblohe leskla 4000-krát jasnejšie ako Mesiac, ale stokrát slabšie ako Slnko.
2. Neutrónové hviezdy.
Hviezdy vysokých hmotností (tried Oh, V, A) po vyhorení vodíka na hélium a pri spaľovaní hélia prevažne na uhlík sa kyslík a dusík dostanú do pomerne krátkeho štádia červený supergiant a na konci cyklu hélium-uhlík tiež zhodí škrupinu a vzplanie ako "supernovy". Ich črevá sa tiež zmenšujú vplyvom gravitácie. Ale tlak degenerovaného elektrónového plynu už nemôže, ako u bielych trpaslíkov, zastaviť toto gravitačné samostláčanie. Preto teplota v hĺbkach týchto hviezd stúpa a začínajú v nich prebiehať termonukleárne reakcie, v dôsledku ktorých vznikajú nasledujúce prvky periodickej tabuľky. Až do žľaza.
Prečo práve žehliť? Pretože vznik jadier s veľkým atómovým číslom neprichádza s uvoľnením energie, ale s jej absorpciou. A vziať to z iných jadier nie je také jednoduché. V hlbinách týchto hviezd sa samozrejme tvoria prvky s veľkým atómovým číslom. Ale v oveľa menšom množstve ako železo.
Ďalší vývoj sa však rozdeľuje. Nie príliš masívne hviezdy (tried ALE a čiastočne AT) zmeniť na neutrónové hviezdy. V ktorom sa elektróny doslova vtlačia do protónov a väčšina tela hviezdy sa zmení na obrovské neutrónové jadro. Pozostávajúce z kontaktovania a dokonca vtlačenia obyčajných neutrónov do seba. Hustota látky, v ktorej je asi niekoľko miliárd ton na centimeter kubický. Typický priemer neutrónovej hviezdy- asi 10-20 kilometrov. Neutrónová hviezda je druhým stabilným typom „múmie“ mŕtvej hviezdy. Ich hmotnosti sa spravidla pohybujú v rozmedzí od 1,3 do 2,1 hmotnosti Slnka (podľa pozorovaní).
Jednotlivé neutrónové hviezdy je takmer nemožné vidieť v optike kvôli ich extrémne nízkej svietivosti. Ale niektorí z nich sa ocitnú ako pulzary. Čo to je? Takmer všetky hviezdy sa otáčajú okolo svojej osi a majú pomerne silné magnetické pole. Napríklad naše Slnko sa otočí okolo svojej osi asi za mesiac.
Teraz si predstavte, že sa jeho priemer zmenší stotisíckrát. Je jasné, že vďaka zákonu zachovania momentu hybnosti sa bude otáčať oveľa rýchlejšie. A magnetické pole takejto hviezdy v blízkosti jej povrchu bude o mnoho rádov silnejšie ako to slnečné. Väčšina neutrónových hviezd má periódu rotácie okolo svojej osi v desatinách – stotinách sekundy. Z pozorovaní je známe, že najrýchlejšie rotujúci pulzar urobí niečo cez 700 otáčok okolo svojej osi za sekundu a najpomalšie rotujúci urobí jednu otáčku za viac ako 23 sekúnd.
Teraz si predstavte, že magnetická os takejto hviezdy, podobne ako Zem, sa nezhoduje s osou rotácie. Tvrdé žiarenie z takejto hviezdy sa bude koncentrovať v úzkych kužeľoch pozdĺž magnetickej osi. A ak sa tento kužeľ "dotkne" Zeme rotačnou periódou hviezdy, potom túto hviezdu uvidíme ako pulzujúci zdroj žiarenia. Ako baterka otáčaná našou rukou.
Takýto pulzar (neutrónová hviezda) vznikol po výbuchu supernovy v roku 1054, ku ktorému došlo práve počas návštevy kardinála Humberta v Konštantínopole. V dôsledku čoho došlo k definitívnemu rozchodu medzi katolíckym a Pravoslávne kostoly. Tento pulzar sám robí 30 otáčok za sekundu. A ním hodená škrupina s hmotnosťou ~ 5 hmotností Slnka vyzerá krabia hmlovina:
3. Čierne diery (hviezdne hmoty).
Nakoniec dostatočne masívne hviezdy (tried O a čiastočne AT) dokončiť ich životná cesta tretí typ "múmie" - čierna diera. Takýto objekt vzniká, keď je hmotnosť zvyšku hviezdy taká veľká, že tlak priľahlých neutrónov (tlak degenerovaného neutrónového plynu) vo vnútri tohto zvyšku nemôže odolať jeho gravitačnému samostláčaniu. Pozorovania ukazujú, že hmotnostná hranica medzi neutrónovými hviezdami a čiernymi dierami leží v blízkosti ~2,1 hmotnosti Slnka.
Nie je možné priamo pozorovať jedinú čiernu dieru. Žiadna častica totiž nemôže uniknúť z jeho povrchu (ak existuje). Aj častica svetla je fotón.
4. Neutrónové hviezdy a čierne diery v binárnych hviezdnych sústavách.
Jednotlivé neutrónové hviezdy a čierne diery s hviezdnou hmotnosťou sú prakticky nepozorovateľné. Ale v prípadoch, keď sú jednou z dvoch alebo viacerých hviezd v blízkych hviezdnych systémoch, sú takéto pozorovania možné. Keďže ich gravitácia môže „vysávať“ vonkajšie obaly ich susedov, ktoré sú stále normálnymi hviezdami.
Takýmto „nasávaním“ okolo vzniká neutrónová hviezda alebo čierna diera akrečný disk, ktorej hmota čiastočne "skĺzne" k neutrónovej hviezde alebo čiernej diere a čiastočne sa od nej odhodí na dve časti. trysky. Tento proces je možné opraviť. Príkladom je dvojhviezdny systém v SS433, ktorého jednou z komponentov je buď neutrónová hviezda, alebo čierna diera. A druhá je stále obyčajná hviezda:
5. Hnedí trpaslíci.
Hviezdy s hmotnosťou zreteľne menšou ako hmotnosť Slnka a hmotnosťou do ~ 0,08 Slnka sú červenými trpaslíkmi triedy M. V cykle vodík-hélium budú fungovať dlhšie, ako je vek vesmíru. V objektoch s hmotnosťou pod touto hranicou nie je z viacerých dôvodov možná stacionárna, dlhotrvajúca termonukleárna fúzia. Takéto hviezdy sa nazývajú hnedí trpaslíci. Ich povrchová teplota je taká nízka, že ich v optike takmer nevidno. Ale svietia v IR oblasti. Z týchto dôvodov sa často označujú ako understars.
Hmotnostný rozsah hnedých trpaslíkov je od 0,012 do 0,08 hmotnosti Slnka. Objekty s hmotnosťou menšou ako 0,012 hmotnosti Slnka (~12 hmotnosti Jupitera) môžu byť iba planéty. plynových obrov. Vyžarujú v dôsledku pomalého gravitačného samostláčania zreteľne viac energie, než dostávajú od materských hviezd. Takže Jupiter v súčte všetkých rozsahov vyžaruje asi dvakrát toľko energie, koľko dostáva od Slnka.
Čo čierna diera ? Prečo sa volá čierna? Čo sa deje vo hviezdach? Ako súvisia neutrónové hviezdy a čierne diery? Je Veľký hadrónový urýchľovač schopný vytvárať čierne diery a čo to pre nás znamená?
Čo hviezda??? Ak to ešte neviete, aj naše Slnko je hviezda. Toto je objekt veľké veľkosti schopné vyžarovať elektromagnetické vlny pomocou termonukleárnej fúzie (toto nie je najpresnejšia definícia). Ak to nie je jasné, môžete povedať toto: hviezda je veľký sférický objekt, vo vnútri ktorého sa pomocou jadrových reakcií veľmi, veľmi, veľmi veľký počet energie, z ktorých časť sa používa na vyžarovanie viditeľného svetla. Okrem bežného svetla sa vyžaruje aj teplo (infračervené žiarenie), rádiové vlny, ultrafialové žiarenie atď.
V každej hviezde prebiehajú jadrové reakcie rovnako ako v jadrových elektrárňach, len s dvoma hlavnými rozdielmi.
1. Vo hviezdach dochádza k reakciám jadrovej fúzie, teda spájaniu jadier a v jadrových elektrárňach – jadrový rozpad. V prvom prípade sa uvoľní 3-krát viac energie, tisíckrát menej nákladov, pretože je potrebný iba vodík a je relatívne lacný. V prvom prípade tiež nevzniká žiadny škodlivý odpad: uvoľňuje sa iba neškodné hélium. Teraz vás, samozrejme, zaujíma, prečo jadrové elektrárne nevyužívajú takéto reakcie? Pretože je NEKONTROLOVANÝ a ľahko vedie k nukleárny výbuch Navyše táto reakcia vyžaduje teplotu niekoľko miliónov stupňov. Pre ľudí je jadrová fúzia najdôležitejšou a najťažšou úlohou (nikto ešte neprišiel na spôsob, ako fúziu kontrolovať), vzhľadom na to, že naše zdroje energie sa míňajú.
2. Vo hviezdach sa do reakcií zapája viac hmoty ako v jadrových elektrárňach a prirodzene sa tam získava viac energie.
Teraz o vývoji hviezd. Každá hviezda sa rodí, rastie, starne a umiera (zhasína). Hviezdy podľa štýlu evolúcie sú rozdelené do troch kategórií v závislosti od ich hmotnosti.
Prvá kategória – hviezdy s hmotnosťou menšou ako 1,4-násobok hmotnosti Slnka. V takýchto hviezdach sa všetko „palivo“ pomaly mení na kov, pretože v dôsledku fúzie (kombinácie) jadier sa objavuje stále viac „viacjadrových“ (ťažkých) prvkov, a to sú kovy. pravda, posledná etapa vývoj takýchto hviezd nebol zaznamenaný (ťažko sa opravujú kovové gule), je to len teória.
Druhá kategória –
hviezdy s hmotnosťou presahujúcou hmotnosť hviezd prvej kategórie, ale menej ako tri hmotnosti Slnka. V dôsledku evolúcie takéto hviezdy strácajú rovnováhu vnútorných síl príťažlivosti a odpudivosti. Tým sa ich vonkajší obal vymrští do priestoru a ten vnútorný (zo zákona zachovania hybnosti) sa začne „zúrivo“ zmenšovať. Vzniká neutrónová hviezda. Pozostáva takmer výlučne z neutrónov, teda z častíc, ktoré nemajú elektrický náboj. Najpozoruhodnejšia vec na neutrónovej hviezde –
to je jeho hustota, pretože na to, aby ste sa stali neutrónovou hviezdou, sa musíte zmenšiť na guľu s priemerom len asi 300 km, a to je veľmi malé. Jeho hustota je teda veľmi vysoká – asi desiatky biliónov kg v jednom meter kubický, ktorá je miliardkrát väčšia ako hustota najhustejších látok na Zemi. Kde sa vzala táto hustota? Faktom je, že všetky látky na Zemi sú tvorené atómami, ktoré sú zase tvorené jadrami. Každý atóm si možno predstaviť ako veľkú prázdnu guľu (absolútne prázdnu), v strede ktorej je malé jadro. Celá hmotnosť atómu je obsiahnutá v jadre (okrem jadra sú v atóme iba elektróny, ale ich hmotnosť je veľmi malá). Priemer jadra je 1000-krát menší ako atóm. To znamená, že objem jadra je 1 000 * 1 000 * 1 000 = 1 miliarda krát menší ako atóm. A teda hustota jadra je miliardy krát väčšia ako hustota atómu. Čo sa deje v neutrónovej hviezde? Atómy prestávajú existovať ako forma hmoty, sú nahradené jadrami. Preto je hustota takýchto hviezd miliardkrát väčšia ako hustota pozemských látok.
Všetci vieme, že ťažké predmety (planéty, hviezdy) silne priťahujú všetko okolo seba. Neutrónové hviezdy sa tak nachádzajú. Silne ohýbajú obežnú dráhu iných viditeľné hviezdy v blízkosti.
Tretia kategória hviezd – hviezdy s hmotnosťou väčšou ako trojnásobok hmotnosti Slnka. Takéto hviezdy, ktoré sa stávajú neutrónovými, sa ďalej zmenšujú a menia sa na čierne diery. Ich hustota je desaťtisíckrát väčšia ako hustota neutrónových hviezd. S takouto obrovskou hustotou získava čierna diera schopnosť veľmi silnej gravitácie (schopnosť priťahovať okolité telá). Pri takejto gravitácii hviezda nedovolí ani elektromagnetickým vlnám, a teda svetlu, aby opustili svoje hranice. Čierna diera nevyžaruje svetlo. Absencia akéhokoľvek svetla – je tma, preto sa čierna diera nazýva čierna diera. Vždy je čierna, v žiadnom ďalekohľade ju nevidno. Každý vie, že vďaka svojej gravitácii sú čierne diery schopné nasávať všetky okolité telá veľký objem. Ľudia sú preto opatrní pri spúšťaní Veľkého hadrónového urýchľovača, v ktorom podľa vedcov nie je vylúčený výskyt čiernych mikrodier. Tieto mikrootvory sa však od bežných veľmi líšia: sú nestabilné, pretože ich životnosť je veľmi krátka a v praxi sa neosvedčili. Vedci navyše tvrdia, že tieto mikrodiery sú úplne inej povahy, na rozdiel od bežných čiernych dier, a nie sú schopné absorbovať hmotu.
stránky, s úplným alebo čiastočným kopírovaním materiálu, je potrebný odkaz na zdroj.
Pre hviezdy s hmotnosťou pod určitou kritickou gravitáciou sa kontrakcia zastaví v štádiu takzvaného „bieleho trpaslíka“.
Hustota bieleho trpaslíka je väčšia ako 10 7 g/cm 3, povrchová teplota ~ 10 4 K. vysoká teplota atómy musia byť úplne ionizované a jadrá vo vnútri hviezdy musia byť ponorené do mora elektrónov tvoriacich degenerovaný elektrónový plyn. Tlak tohto plynu zabraňuje ďalšiemu gravitačnému kolapsu hviezdy.
Tlak degenerovaného elektrónového plynu má kvantovú povahu. Vzniká ako dôsledok Pauliho princípu, ktorému sa elektróny podriaďujú.
Pauliho princíp stanovuje limit minimálneho množstva priestoru, ktorý môže obsadiť každý elektrón. Vonkajší tlak nie je schopný tento objem zmenšiť. V bielom trpaslíkovi všetky elektróny dosiahli svoj minimálny objem a gravitačná kontrakcia je vyrovnaná vnútorný tlak elektrónový plyn.
Limit hmotnosti bieleho trpaslíka je asi 1,5 ms. Táto limitná hmotnosť sa nazýva Chandrasekharova medza (M s je hmotnosť Slnka, rovná ~ 1,99 10 30 kg).
Zvyčajne sa verí, že maximálna hmotnosť bieleho trpaslíka je 1,4 M s. Tlak elektrónovej degenerácie teda nemôže udržať hmotnosti väčšie ako 1,4 M s. Ak 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.
Hustota bieleho trpaslíka s hmotnosťou blízkou Chandrasekharovej je 6x106 g/cm3, polomer je 5x103 km.
Svietivosť bielych trpaslíkov je 10 -2 -10 -4 svietivosti Slnka. Ich vyžarovanie zabezpečuje tepelná energia v nich uložená.
neutrónová hviezda
Výpočty ukazujú, že výbuch supernovy s M ~ 25 M s zanechá husté neutrónové jadro ( neutrónová hviezda) s hmotnosťou ~ 1,6 M s .
Vo hviezdach so zvyškovou hmotnosťou M > 1,4 M s, ktoré nedosiahli štádium supernovy, tlak degenerovaného elektrónového plynu tiež nedokáže vyrovnať gravitačné sily a hviezda sa zmršťuje do stavu jadrovej hustoty. Mechanizmus tohto gravitačného kolapsu je rovnaký ako pri výbuchu supernovy.
Tlak a teplota vo vnútri hviezdy dosahujú také hodnoty, pri ktorých sa zdá, že elektróny a protóny sú do seba „stlačené“ a v dôsledku reakcie
p + e -> n + v e
po vyvrhnutí neutrín vznikajú neutróny, ktoré zaberajú oveľa menší fázový objem ako elektróny.
Objavuje sa takzvaná neutrónová hviezda, ktorej hustota dosahuje 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Charakteristická veľkosť neutrónovej hviezdy je 10-15 km.
V istom zmysle je neutrónová hviezda obrovským atómovým jadrom.
Ďalšej gravitačnej kontrakcii bráni tlak jadrovej hmoty, ktorý vzniká interakciou neutrónov. Je to rovnaký degeneračný tlak ako predtým v prípade bieleho trpaslíka, ale je to degeneračný tlak oveľa hustejšieho neutrónového plynu. Tento tlak je schopný udržať hmoty až 3,2 M s .
Neutrína produkované v momente kolapsu ochladzujú neutrónovú hviezdu pomerne rýchlo. Podľa teoretických odhadov jeho teplota klesne z 10 11 na 10 9 K za ~ 100 s. Ďalej sa rýchlosť ochladzovania o niečo zníži. Z astronomického hľadiska je však dosť vysoká. Pokles teploty z 10 9 na 10 8 K nastáva za 100 rokov a na 10 6 K za milión rokov.
Detekcia neutrónových hviezd optickými metódami je pomerne náročná kvôli ich malým rozmerom a nízkej teplote.
V roku 1967 na univerzite v Cambridge Hewish a Bell objavili kozmické zdroje periodického elektromagnetického žiarenia - pulzary. Periódy opakovania impulzov u väčšiny pulzarov ležia v rozsahu od 3,3·10 -2 do 4,3 s.
Podľa moderných koncepcií sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s hmotnosťou 1-3M s a priemerom 10-20 km.
Len kompaktné objekty s vlastnosťami neutrónových hviezd si dokážu udržať svoj tvar bez toho, aby sa pri takejto rýchlosti otáčania zrútili.
Zachovanie momentu hybnosti a magnetického poľa pri vzniku neutrónovej hviezdy vedie k zrodu rýchlo rotujúcich pulzarov so silným magnetickým poľom B ~ 10 12 G.
B je vektor magnetickej indukcie, hlavná výkonová charakteristika magnetického poľa. Meria sa v gausoch (Gs) v systéme CGS (centimeter-gram-sekunda) a v teslach (T) v medzinárodnom systéme jednotiek (SI). 1 T = 104 Gs.
Predpokladá sa, že neutrónová hviezda má magnetické pole, ktorého os sa nezhoduje s osou rotácie hviezdy. V tomto prípade žiarenie hviezdy (rádiové vlny a viditeľné svetlo) kĺže po Zemi ako lúče majáka. Keď lúč prejde Zemou, zaregistruje sa impulz.
Samotné žiarenie neutrónovej hviezdy vzniká v dôsledku skutočnosti, že nabité častice z povrchu hviezdy sa pohybujú smerom von pozdĺž magnetických siločiar a vyžarujú elektromagnetické vlny. Tento pulzarový rádiový emisný mechanizmus, prvýkrát navrhnutý spoločnosťou Gold, je znázornený na obrázku nižšie.
Ak lúč žiarenia zasiahne pozemského pozorovateľa, potom rádioteleskop detekuje krátke impulzy rádiovej emisie s periódou rovnajúcou sa perióde rotácie neutrónovej hviezdy.
Tvar impulzu môže byť veľmi zložitý, čo je spôsobené geometriou magnetosféry neutrónovej hviezdy a je charakteristické pre každý pulzar.
Periódy rotácie pulzarov sú prísne konštantné a presnosť merania týchto periód dosahuje 14-miestne čísla.
Teraz boli objavené pulzary, ktoré sú súčasťou binárnych systémov. Ak pulzar obieha okolo druhej zložky, potom by sa mali pozorovať variácie periódy pulzaru v dôsledku Dopplerovho javu.
Keď sa pulzar približuje k pozorovateľovi, zaznamenaná perióda rádiových impulzov klesá v dôsledku Dopplerovho javu a keď sa pulzar od nás vzďaľuje, jeho perióda sa zvyšuje. Na základe tohto javu boli objavené pulzary, ktoré sú súčasťou dvojhviezd.
Pre prvý objavený pulzar PSR 1913 + 16, ktorý je súčasťou binárneho systému, bola doba obehu 7 hodín 45 minút. Vlastná doba otáčania pulzaru PSR 1913 + 16 je 59 ms.
Žiarenie pulzaru by malo viesť k zníženiu rýchlosti rotácie neutrónovej hviezdy. Tento efekt bol tiež zistený. Zdrojom intenzívneho röntgenového žiarenia môže byť aj neutrónová hviezda, ktorá je súčasťou dvojhviezdneho systému.
Vznik neutrónových hviezd nie je vždy výsledkom výbuchu supernovy. Možný je aj iný mechanizmus vzniku neutrónových hviezd počas evolúcie bielych trpaslíkov v blízkych dvojhviezdnych sústavách.
Tok hmoty od sprievodnej hviezdy k bielemu trpaslíkovi postupne zvyšuje hmotnosť bieleho trpaslíka a po dosiahnutí kritickej hmotnosti (Chandrasekharov limit) sa biely trpaslík zmení na neutrónovú hviezdu.
V prípade, že po vzniku neutrónovej hviezdy tok hmoty pokračuje, jej hmotnosť sa môže výrazne zvýšiť a v dôsledku gravitačného kolapsu sa môže zmeniť na čiernu dieru. Tomu zodpovedá takzvaný „tichý“ kolaps.
Existuje limit hmotnosti hviezdy, ktorý môže byť udržiavaný v rovnováhe pomocou husto nahromadených neutrónov. Túto hranicu nie je možné presne vypočítať, pretože správanie hmoty pri hustotách výrazne prevyšujúcich hustotu jadrovej hmoty nebolo dostatočne študované.
Odhady hmotnosti hviezdy, ktorá už nemôže byť stabilizovaná degenerovanými neutrónmi, dávajú hodnotu ~ 3M s.
Ak sa teda pri výbuchu supernovy zachová zvyšková hmotnosť M > 3M s, potom nemôže existovať vo forme stabilnej neutrónovej hviezdy.
Jadrové odpudivé sily na malé vzdialenosti nie sú schopné odolať ďalšej gravitačnej kontrakcii hviezdy. Objaví sa nezvyčajný objekt – čierna diera.
Hlavnou vlastnosťou čiernej diery je, že žiadne signály, ktoré vysiela, nemôžu prekročiť jej hranice a dostať sa k vonkajšiemu pozorovateľovi.
Hviezda s hmotnosťou M, ktorá sa zrúti do čiernej diery, dosiahne guľu s polomerom r g (Schwarzschildova guľa):
r g \u003d 2GM / c 2,
(formálne možno k tomuto vzťahu dospieť vložením známeho vzorca pre druhý vesmírna rýchlosť vk2 = (2GM/R) 1/2 hraničná hodnota tejto rýchlosti, rovná rýchlosti svetla).
Keď objekt dosiahne veľkosť Schwarzschildovej gule, jeho gravitačné pole zosilnie natoľko, že tento objekt nedokáže opustiť ani elektromagnetické žiarenie. Schwarzschildov polomer Slnka je 3 km, polomer Zeme je 1 cm.
Schwarzschildova čierna diera patrí k nerotujúcim objektom a je pozostatkom masívnej nerotujúcej hviezdy. Rotujúca masívna hviezda sa zrúti do rotujúcej čiernej diery (Kerrova čierna diera).
Čierna diera sa dá zistiť iba nepriamymi znakmi, najmä ak je súčasťou dvojhviezdneho systému s viditeľnou hviezdou. V tomto prípade čierna diera nasaje plyn hviezdy. Tento plyn sa zahreje a stane sa zdrojom intenzívnych röntgenových lúčov, ktoré možno zistiť.
V súčasnosti neexistujú žiadne priame experimentálne dôkazy o existencii čiernych dier. Existuje niekoľko vesmírnych objektov, ktorých správanie možno vysvetliť prítomnosťou čiernych dier.
Existuje teda objekt Cygnus XI, čo je binárny systém s dobou rotácie 5,6 dňa. Systém zahŕňa modrého obra s hmotnosťou 22 M s a neviditeľný zdroj pulzujúceho röntgenového žiarenia s hmotnosťou 8 M s , ktorým je možno čierna diera (objekt s takouto veľkou hmotnosťou nemôže byť neutrónová hviezda).
Spolu s čiernymi dierami vytvorenými počas kolapsu hviezd môžu byť vo vesmíre čierne diery, ktoré vznikli dávno pred objavením sa prvých hviezd v dôsledku nehomogenity Veľkého tresku.
Výsledné zhluky hmoty sa mohli zmenšiť do stavu čiernych dier, zatiaľ čo zvyšok hmoty expandoval. Čierne diery, ktoré vznikli v najskoršom štádiu vesmíru, sa nazývajú relikty. Predpokladá sa, že veľkosť niektorých z nich môže byť výrazne menšiu veľkosť protón.
V roku 1974 Hawking ukázal, že čierne diery musia vyžarovať častice. Zdrojom týchto častíc je proces tvorby virtuálnych párov častica-antičastica vo vákuu. Na bežných poliach tieto páry anihilujú tak rýchlo, že ich nemožno pozorovať. Avšak vo veľmi silných oblastiach virtuálna častica a antičastica sa môže oddeliť a stať sa skutočnou.
Na okraji čiernej diery pôsobia silné slapové sily. Pôsobením týchto síl môžu z čiernej diery vyletieť niektoré častice (antičastice), ktoré boli súčasťou virtuálnych párov. Keďže mnohé z nich anihilujú, čierna diera sa musí stať zdrojom žiarenia.
Energia vyžarovaná do vesmíru čiernou dierou pochádza z jej hlbín. Preto sa v procese takejto emisie častíc musí znížiť hmotnosť a veľkosť čiernej diery. Toto je mechanizmus „vyparovania“ čiernej diery.
Teplota čiernej diery je nepriamo úmerná jej hmotnosti, preto sa tie hmotnejšie vyparujú pomalšie, pretože ich životnosť je úmerná tretej mocnine hmoty (v štvorrozmernom časopriestore). Napríklad životnosť čiernej diery s hmotnosťou M slnečného rádu presahuje vek vesmíru, zatiaľ čo mikrodiera s M = 1 teraelektronvolt (10 12 eV, približne 2x10 -30 kg) žije približne 10 -27 sekúnd. (Veda a život, ČIERNE DIERY).
Pri veľkých čiernych dierach je rýchlosť „vyparovania“ veľmi pomalá a prakticky zanedbateľná. Čierna diera s hmotnosťou 10 hmotností Slnka sa vyparí za 10 69 rokov. Čas vyparovania supermasívnych (miliardových hmotností Slnka) čiernych dier, ktoré môžu byť v strede veľkých galaxií, môže byť 10 96 rokov.
Procesy transformácie hviezd na bielych trpaslíkov, neutrónové hviezdy alebo čierne diery sú spravidla sprevádzané emisiami kolosálnej energie. Viac o tomto druhu emisií energie a iných vesmírnych výbuchoch je popísané v nasledujúcom videu.
Video: Najbrutálnejšie a najväčšie výbuchy vo vesmíre. Výbuchy galaxií, hviezd, planét.
Gravitácia je hlavným predmetom mnohých z týchto otázok. Je to určujúca sila vo vesmíre. Udržuje planéty na ich obežných dráhach, spája hviezdy a galaxie, určuje osud nášho vesmíru. Teoretický popis gravitácie, ktorý vytvoril Isaac Newton v 17. storočí, zostáva dostatočne presný na to, aby vypočítal trajektórie kozmickej lode pri lete na Mars, Jupiter a za. Ale po roku 1905, keď sa ukázal Albert Einstein špeciálna teória relativity, že okamžitý prenos informácií je nemožný, si fyzici uvedomili, že Newtonove zákony už nebudú adekvátne, keď sa rýchlosť pohybu vyvolaného gravitáciou priblíži rýchlosti svetla. Einsteinova všeobecná teória relativity (publikovaná v roku 1916) však celkom dôsledne popisuje aj tie situácie, kde je gravitácia extrémne silná.Všeobecná relativita je vnímaná ako jeden z dvoch pilierov fyziky 20. storočia; druhým je kvantová teória, revolúcia v myšlienkach, ktorá predvídala naše moderné chápanie atómov a ich jadier. Einsteinov intelektuálny počin bol obzvlášť pôsobivý, pretože na rozdiel od priekopníkov kvantovej teórie nemal podnet v podobe experimentálneho problému.Až o 50 rokov neskôr astronómovia objavili objekty s dostatočne silným gravitačným poľom, v ktorých je najcharakteristickejší a nápadné črty teórie by sa mohli objaviť Einsteinovi. Začiatkom 60. rokov boli objavené objekty s veľmi vysokou svietivosťou - kvazary. Zdalo sa, že vyžadujú ešte účinnejší zdroj energie ako jadrová fúzia, vďaka ktorej hviezdy žiaria; gravitačný kolaps sa zdal najatraktívnejším vysvetlením. Americký teoretik Thomas Gold vyjadril vzrušenie, ktoré sa potom zmocnilo teoretikov. Vo svojom popoludňajšom prejave na prvej veľkej konferencii o novom objekte relativistickej astrofyziky, ktorá sa konala v Dallase v roku 1963, povedal: „Relativisti so svojou sofistikovanou prácou nie sú len brilantnou ozdobou kultúry, ale môžu byť užitoční aj pre vedu. Všetci sa tešia: relativisti, ktorí majú pocit, že ich práca je uznávaná, že sa zrazu stali odborníkmi v oblasti, o ktorej ani nevedeli, že existujú, astrofyzici, ktorí si rozšírili pole pôsobnosti... To všetko je veľmi príjemné, dúfajme že je to správne.“ Pozorovania využívajúce nové metódy rádiovej a röntgenovej astronómie podporili Goldov optimizmus. V 50. rokoch 20. storočia boli najlepšie optické teleskopy na svete sústredené v USA, najmä v Kalifornii. Tento pohyb z Európy bol spôsobený klimatickými aj finančnými dôvodmi. Rádiové vlny z vesmíru však môžu prechádzať cez oblaky, takže v Európe a Austrálii by sa nová rádioastronómia mohla rozvíjať bez vplyvu počasia.Boli identifikované niektoré z najsilnejších zdrojov vesmírneho rádiového šumu. Jednou z nich bola Krabia hmlovina, rozširujúce sa pozostatky výbuchu supernovy, ktorý videli východní astronómovia v roku 1054 pred Kristom. Ďalšími zdrojmi boli vzdialené extragalaktické objekty, v ktorých, ako teraz chápeme, dochádzalo k výrobe energie v blízkosti obrovských čiernych dier. Tieto objavy boli neočakávané. Fyzikálne procesy zodpovedné za emisiu rádiových vĺn, ktoré sú dnes už celkom dobre známe, neboli predpovedané.Najpozoruhodnejším neočakávaným úspechom rádioastronómie bol objav neutrónových hviezd v roku 1967 Anthonym Hewishom a Jocelyn Bell. Tieto hviezdy sú husté zvyšky, ktoré zostali v strede po niekoľkých výbuchoch supernov. Boli objavené ako pulzary: rotujú (niekedy aj niekoľkokrát za sekundu) a vyžarujú silný lúč rádiových vĺn, ktorý prejde cez náš zorný bod raz za otáčku. Význam neutrónových hviezd spočíva v ich extréme fyzické stavy: kolosálne hustoty, silné magnetické a gravitačné polia V roku 1969 bol v strede Krabie hmloviny objavený veľmi rýchly (30 Hz) pulzar. Starostlivé pozorovania ukázali, že frekvencia pulzov postupne klesala. Bolo prirodzené, ak sa energia rotácie hviezdy postupne premieňa na vietor častíc, ktoré udržujú hmlovinu žiariacu modrým svetlom. Je zaujímavé, že pulzová frekvencia pulzaru - 30 za sekundu - je taká vysoká, že ho oko vidí ako trvalý zdroj. Ak by bola taká jasná, ale otáčala by sa pomalšie – povedzme 10-krát za sekundu – pozoruhodné vlastnosti tejto malej hviezdy mohli byť objavené už pred 70 rokmi. Ako by sa zmenil vývoj fyziky v 20. storočí, keby bola superhustá hmota objavená v 20. rokoch 20. storočia, ešte pred objavením neutrónov na Zemi? Hoci to nikto nevie, niet pochýb o tom, že význam astronómie pre základnú fyziku by si uvedomil oveľa skôr Neutrónové hviezdy boli objavené náhodou. Nikto nečakal, že budú vydávať také silné a čisté rádiové impulzy. Ak by sa teoretici na začiatku 60. rokov 20. storočia spýtali, ako najlepšie odhaliť neutrónové hviezdy, väčšina z nich by navrhla hľadať röntgenové lúče. Ak totiž neutrónové hviezdy vyžarujú toľko energie ako bežné hviezdy z oveľa menšej oblasti, musia byť dostatočne horúce, aby vyžarovali röntgenové lúče. Röntgenoví astronómovia sa teda zdajú byť v najlepšej pozícii na objavenie neutrónových hviezd.Röntgenové žiarenie z vesmírnych objektov je však absorbované v zemskej atmosfére a možno ho pozorovať iba z vesmíru. Röntgenová astronómia, podobne ako rádioastronómia, dostala impulz k rozvoju v dôsledku využitia vojenskej techniky a skúseností. V tejto oblasti zaujali vedúcu pozíciu americkí vedci, najmä zosnulý Herbert Friedman a jeho kolegovia z námorníctva výskumné laboratórium USA. Ich prvé röntgenové detektory namontované na rakete fungovali len niekoľko minút, kým spadli na zem. Röntgenová astronómia zaznamenala veľký pokrok v 70. rokoch minulého storočia, keď NASA vypustila prvý röntgenový satelit, ktorý niekoľko rokov zbieral informácie. Tento projekt a mnohé ďalšie, ktoré nasledovali, ukázali, že röntgenová astronómia otvorila dôležité nové okno do vesmíru. Röntgenové lúče sú vyžarované nezvyčajne horúcim plynom a obzvlášť výkonnými zdrojmi. Na röntgenovej mape oblohy preto vynikajú najhorúcejšie a najsilnejšie objekty vo vesmíre. Medzi nimi sú neutrónové hviezdy, v ktorých je hmotnosť, aspoň nie menšia ako hmotnosť Slnka, sústredená v objeme s priemerom o niečo väčším ako 10 kilometrov. Gravitačná sila na ne je taká silná, že relativistické korekcie dosahujú až 30%.V súčasnosti sa predpokladá, že niektoré zvyšky hviezd môžu pri kolapse prekročiť hustotu neutrónových hviezd a zmeniť sa na čierne diery, ktoré ešte viac deformujú čas a priestor než neutrónové hviezdy. Astronaut, ktorý sa odváži ísť do horizontu čiernej diery, nebude môcť vysielať svetelné signály do okolitého sveta – akoby sa samotný priestor nasával rýchlejšie, ako sa ním pohybuje svetlo. Vonkajší pozorovateľ sa nikdy nedozvie konečný osud astronauta. Bude sa mu zdať, že všetky hodiny padajúce dovnútra budú bežať pomalšie a pomalšie. Takže astronaut bude akoby prikovaný k horizontu, keď sa zastavil v čase.Ruskí teoretici Jakov Zeldovič a Igor Novikov, ktorí študovali, ako sa skresľuje čas v blízkosti zrútených objektov, navrhli začiatkom 60. rokov 20. storočia termín „zamrznuté hviezdy“. Termín „čierna diera“ bol vytvorený v roku 1968, keď John Wheeler opísal, ako „svetlo a častice padajúce zvonku... dopadajú na čiernu dieru, čím sa len zvyšuje jej hmotnosť a gravitačná sila.“ Čierne diery, ktoré sú konečným evolučným stavom hviezdy, majú polomery od 10 do 50 kilometrov. Teraz však existujú presvedčivé dôkazy, že v centrách väčšiny galaxií existujú čierne diery s hmotnosťou miliónov alebo dokonca miliárd slnečných hmôt. Niektoré z nich sa prejavujú ako kvazary – zväzky energie, ktoré žiaria jasnejšie ako všetky hviezdy galaxií, v ktorých sa nachádzajú, alebo ako silné zdroje kozmickej rádiovej emisie. Iné, vrátane čiernej diery v strede našej Galaxie, nie sú také aktívne, ale ovplyvňujú dráhy hviezd, ktoré sa k nim približujú. Čierne diery sú pri pohľade zvonku štandardizované objekty: neexistujú žiadne znaky, ktoré by mohol určiť, ako sa vytvorila určitá čierna diera alebo aké predmety sú ňou pohltené. V roku 1963 objavil Novozélanďan Roy Kerr riešenie Einsteinových rovníc, ktoré popisovali kolabujúci rotujúci objekt. "Kerrovo riešenie" získalo veľmi dôležitosti, keď si teoretici uvedomili, že opisuje časopriestor okolo akejkoľvek čiernej diery. Zrútený objekt sa rýchlo dostane do štandardizovaného stavu charakterizovaného iba dvoma číslami, ktoré merajú jeho hmotnosť a rotáciu. Roger Penrose, matematický fyzik, ktorý v 60. rokoch pravdepodobne urobil najviac pre oživenie teórie relativity, poznamenal: „Je tu istá irónia, že pre najpodivnejší a najmenej známy astrofyzikálny objekt – čiernu dieru – náš teoretický obraz je najúplnejší." Objav čiernych dier otvoril cestu pre testovanie najpozoruhodnejších dôsledkov Einsteinovej teórie. Žiarenie z takýchto predmetov je spôsobené najmä horúcim plynom padajúcim špirálovito do „gravitačnej studne“. Vykazuje silný Dopplerov efekt a má tiež dodatočný červený posun v dôsledku silného gravitačného poľa. Spektroskopická štúdia tohto žiarenia, najmä röntgenových, umožní sondovať tok veľmi blízko čiernej diery a určiť, či je tvar priestoru v súlade s predpoveďami teórie.
Bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy a čierne diery sú rôzne formy posledná fáza hviezdneho vývoja. Mladé hviezdy čerpajú energiu z termonukleárnych reakcií prebiehajúcich vo vnútri hviezd; Tieto reakcie premieňajú vodík na hélium. Po spotrebovaní určitého množstva vodíka sa výsledné héliové jadro začne zmenšovať. Ďalší vývoj hviezdy závisí od jej hmotnosti alebo skôr od toho, ako koreluje s určitou kritickou hodnotou nazývanou Chandrasekharova hranica. Ak je hmotnosť hviezdy menšia ako táto hodnota, potom tlak degenerovaného elektrónového plynu zastaví kompresiu (kolaps) jadra hélia skôr, ako jeho teplota dosiahne takú hodnotu. vysoká hodnota keď začnú termonukleárne reakcie, počas ktorých sa hélium premieňa na uhlík. Medzitým sa vonkajšie vrstvy vyvíjajúcej sa hviezdy pomerne rýchlo odlupujú. (Predpokladá sa, že planetárne hmloviny vznikajú týmto spôsobom.) Biely trpaslík je héliové jadro obklopené viac-menej rozšíreným vodíkovým obalom.
V masívnejších hviezdach sa héliové jadro naďalej zmenšuje, až kým hélium „nezhorí“. Energia uvoľnená v procese premeny hélia na uhlík bráni jadru v ďalšej kontrakcii – nie však nadlho. Po úplnom spotrebovaní hélia pokračuje stláčanie jadra. Teplota opäť stúpa, začínajú sa ďalšie jadrové reakcie, ktoré prebiehajú, kým sa nevyčerpá energia uložená v atómových jadrách. V tomto čase už jadro hviezdy pozostáva z čistého železa, ktoré hrá úlohu jadrového „popolu“. Teraz už nič nemôže zabrániť ďalšiemu kolapsu hviezdy – pokračuje, kým hustota jej hmoty nedosiahne hustotu atómových jadier. Prudké stlačenie hmoty v centrálnych oblastiach hviezdy generuje explóziu obrovskej sily, v dôsledku ktorej sa vonkajšie vrstvy hviezdy rozletia obrovskou rýchlosťou. Práve tieto výbuchy spájajú astronómovia s fenoménom supernov.
Osud rozpadajúceho sa zvyšku hviezdy závisí od jej hmotnosti. Ak je hmotnosť menšia ako približne 2,5 M 0 (hmotnosť Slnka), potom je tlak spôsobený „nulovým“ pohybom neutrónov a protónov dostatočne veľký na to, aby zabránil ďalšej gravitačnej kontrakcii hviezdy. Objekty, ktorých hustota hmoty sa rovná (alebo dokonca presahuje) hustote atómových jadier, sa nazývajú neutrónové hviezdy. Ich vlastnosti prvýkrát študovali v 30. rokoch R. Oppenheimer a G. Volkov.
Podľa Newtonovej teórie sa polomer kolabujúcej hviezdy v konečnom čase zmenšuje na nulu, zatiaľ čo gravitačný potenciál sa neobmedzene zvyšuje. Einsteinova teória vykresľuje iný scenár. Rýchlosť fotónu klesá, keď sa približuje k stredu čiernej diery a stáva sa nulovou. To znamená, že z pohľadu vonkajšieho pozorovateľa sa fotón padajúci do čiernej diery nikdy nedostane do jej stredu. Keďže častice hmoty sa nemôžu pohybovať rýchlejšie ako fotón, polomer čiernej diery dosiahne svoju hraničnú hodnotu v nekonečnom čase. Navyše fotóny vyžarované z povrchu čiernej diery zažívajú počas kolapsu stále väčší červený posun. Z pohľadu vonkajšieho pozorovateľa je objekt, z ktorého čierna diera vzniká, spočiatku stláčaný stále väčšou rýchlosťou; potom sa jeho polomer začína čoraz pomalšie zmenšovať.
Nemať interné zdroje energie, neutrónové hviezdy a čierne diery rýchlo ochladzujú. A keďže ich povrch je veľmi malý – len niekoľko desiatok kilometrov štvorcových – treba očakávať, že jasnosť týchto objektov je extrémne nízka. Tepelné žiarenie z povrchu neutrónových hviezd alebo čiernych dier totiž ešte nebolo pozorované. Niektoré neutrónové hviezdy sú však silnými zdrojmi netepelného žiarenia. Hovoríme o takzvaných pulzaroch, ktoré v roku 1967 objavila Jocelyn Bell - postgraduálna študentka University of Cambridge. Bell študoval rádiové signály zaznamenané pomocou zariadenia vyvinutého Anthonym Hewishom na štúdium žiarenia oscilujúcich rádiových zdrojov. Medzi mnohými záznamami chaoticky blikajúcich zdrojov si všimla jeden, kde sa výbuchy opakovali s jasnou periodicitou, hoci mali rôznu intenzitu. Podrobnejšie pozorovania potvrdili presne periodický charakter opakovania pulzu a pri štúdiu ďalších záznamov boli objavené ďalšie dva zdroje s rovnakými vlastnosťami. Pozorovania a teoretické analýzy ukazujú, že pulzary sú rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy s nezvyčajne silným magnetickým poľom. Pulzujúci charakter žiarenia je spôsobený zväzkom lúčov vychádzajúcim z „horúcich miest“ na (alebo blízko) povrchu rotujúcej neutrónovej hviezdy. Podrobný mechanizmus tohto žiarenia je pre vedcov stále záhadou.
Bolo objavených niekoľko neutrónových hviezd, ktoré sú súčasťou blízkych binárnych systémov. Práve tieto (a žiadne iné) neutrónové hviezdy sú silnými zdrojmi röntgenového žiarenia. Predstavme si blízku dvojhviezdu, ktorej jednou zložkou je obr alebo nadobor a druhou kompaktná hviezda. Pôsobením gravitačného poľa kompaktnej hviezdy môže plyn vytekať zo vzácnej atmosféry obra: také prúdy plynu v blízkych binárnych systémoch, ktoré boli dávno objavené metódami spektrálnej analýzy, dostali zodpovedajúcu teoretickú interpretáciu. Ak je kompaktná hviezda v binárnom systéme neutrónová hviezda alebo čierna diera, potom môžu byť molekuly plynu unikajúce z inej zložky systému urýchlené na veľmi vysoké energie. V dôsledku zrážok medzi molekulami sa kinetická energia plynu dopadajúceho na kompaktnú hviezdu nakoniec premení na teplo a na žiarenie. Odhady ukazujú, že uvoľnená energia v tomto prípade plne vysvetľuje pozorovanú intenzitu röntgenového žiarenia v binárnych systémoch tohto typu.
AT všeobecná teória V Einsteinovej teórii relativity čierne diery zaberajú rovnaké miesto ako ultrarelativistické častice v jeho špeciálnej teórii relativity. Ale ak je svet ultrarelativistických častíc – fyzika vysokých energií – plný úžasných javov, ktoré hrajú dôležitú úlohu v experimentálnej fyzike a pozorovacia astronómia, potom sú javy spojené s čiernymi dierami stále prekvapujúce. Fyzika čiernych dier časom prinesie výsledky, ktoré sú dôležité pre kozmológiu, ale práve teraz je táto veda v podstate „ detské ihrisko» pre teoretikov. Nevyplýva z toho, že Einsteinova teória gravitácie nám poskytuje menej informácií o vesmíre ako Newtonova teória, hoci je teoreticky oveľa lepšia? Vôbec nie! Na rozdiel od Newtonovej teórie, Einsteinova teória tvorí základ samokonzistentného modelu skutočného vesmíru ako celku, že táto teória má mnoho úžasných a testovateľných predpovedí a napokon poskytuje príčinný vzťah medzi voľne klesajúcimi, nerotačnými referenciami. rámy a rozloženie, ako aj pohyb hmoty v kozmickom priestore.
