الثقب الأسود هو نجم نيوتروني، أو بشكل أكثر دقة، الثقب الأسود هو أحد أنواع النجوم النيوترونية.

يتكون الثقب الأسود، مثل النجم النيوتروني، من نيوترونات. علاوة على ذلك، فهو ليس غاز نيوتروني، حيث تكون النيوترونات في حالة حرة، ولكنه مادة كثيفة للغاية بكثافة النواة الذرية.

تتشكل الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية نتيجة انهيار الجاذبية، عندما لا يتمكن ضغط الغاز في النجم من موازنة ضغط جاذبيته. في الوقت نفسه، ينقبض النجم إلى حد كبير حجم صغيرو جدا كثافة عالية، بحيث يتم ضغط الإلكترونات إلى بروتونات وتتكون النيوترونات.

لاحظ أن متوسط ​​العمر النيوترون الحرحوالي 15 دقيقة (نصف العمر حوالي 10 دقائق). ولذلك النيوترونات في النجوم النيوترونيةوفي الثقوب السوداء لا يمكن أن يكون هناك سوى دولة منضمة، كما هو الحال في النوى الذرية. ولذلك فإن النجم النيوتروني والثقب الأسود يشبهان نواة ذرية ذات حجم مجهري، لا توجد فيها بروتونات.

يعد غياب البروتونات أحد الاختلافات بين الثقب الأسود والثقب الأسود النجم النيوترونيمن النواة الذرية . يرجع الاختلاف الثاني إلى حقيقة أن النيوترونات والبروتونات في النوى الذرية العادية "تلتصق" ببعضها البعض باستخدام القوى النووية (ما يسمى بالتفاعل "القوي"). وفي النجوم النيوترونية، تلتصق النيوترونات ببعضها البعض بفعل الجاذبية.

والحقيقة هي أن القوى النووية تحتاج أيضًا إلى البروتونات من أجل "لصق" النيوترونات معًا. لا توجد نوى تتكون من النيوترونات فقط. يجب أن يكون هناك بروتون واحد على الأقل. وبالنسبة للجاذبية، ليست هناك حاجة إلى بروتونات "للصق" النيوترونات معًا.

الفرق الآخر بين الجاذبية والقوى النووية هو أن الجاذبية هي تفاعل طويل المدى، والقوى النووية هي تفاعل قصير المدى. لهذا النوى الذريةلا يمكن أن يكون حجمها مجهريا. بدءا من اليورانيوم، وجميع العناصر الجدول الدوريلدى مندلييف نوى غير مستقرة تتحلل بسبب حقيقة أن البروتونات موجبة الشحنة تتنافر وتتفكك النوى الكبيرة.

النجوم النيوترونية والثقوب السوداء لا تعاني من هذه المشكلة، لأنه أولاً، قوى الجاذبيةبعيدة المدى، وثانيًا، لا توجد بروتونات موجبة الشحنة في النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

النجم النيوتروني والثقب الأسود تحت تأثير قوى الجاذبية لهما شكل كرة، أو بالأحرى شكل إهليلجي للدوران، حيث أن جميع النجوم النيوترونية (والثقوب السوداء) تدور حول محورها. وبسرعة كبيرة، مع فترات دوران تصل إلى عدة ثوانٍ أو أقل.

والحقيقة هي أن النجوم النيوترونية والثقوب السوداء تتشكل من النجوم العادية بسبب ضغطها القوي تحت تأثير الجاذبية. ولذلك، وفقا لقانون الحفاظ على عزم الدوران، يجب أن تدور بسرعة كبيرة.

هل أسطح الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية صلبة؟ ليس بالمعنى صلب، كيف حالة التجميعمادة، ولكن بمعنى سطح كرة صافي، بدون جو نيوتروني. من الواضح أن الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية لها سطح صلب. الغلاف الجوي النيوتروني والسائل النيوتروني نيوترونات في حالة حرة، مما يعني أنها يجب أن تتحلل.

لكن هذا لا يعني أننا إذا أسقطنا، على سبيل المثال، بعض «المنتج» المصنوع من النيوترونات بكثافة النواة الذرية على سطح ثقب أسود أو نجم نيوتروني، فإنه سيبقى على سطح النجم. سيتم "امتصاص" مثل هذا "المنتج" الافتراضي على الفور إلى داخل النجم النيوتروني والثقب الأسود.

الفرق بين الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية

تبلغ جاذبية الثقب الأسود أن سرعة الهروب على سطحه تتجاوز سرعة الضوء. لذلك، لا يمكن للضوء الصادر من سطح الثقب الأسود أن يدخل إلى داخله إلى الأبد مساحة مفتوحة. تعمل قوى الجاذبية على ثني شعاع الضوء للخلف.

إذا كان هناك مصدر ضوئي على سطح الثقب الأسود، فإن فوتونات هذا الضوء تطير أولاً إلى الأعلى، ثم تدور وتعود إلى سطح الثقب الأسود. أو تبدأ هذه الفوتونات بالدوران حول الثقب الأسود في مدار إهليلجي. ويحدث الأخير على ثقب أسود على سطحه تكون سرعة الهروب الأولى منه أقل من سرعة الضوء. وفي هذه الحالة يستطيع الفوتون الهروب من سطح الثقب الأسود، لكنه يصبح رفيقًا دائمًا للثقب الأسود.

وعلى سطح كل النجوم النيوترونية الأخرى التي ليست ثقوبًا سوداء، تكون سرعة الهروب الثانية أقل من سرعة الضوء. لذلك، إذا كان هناك مثل هذا على السطح ثقب النيوترونيوجد مصدر للضوء، ثم تترك الفوتونات الصادرة عن مصدر الضوء هذا سطح هذا النجم النيوتروني في مدارات زائدية.

ومن الواضح أن كل هذه الاعتبارات لا تنطبق فقط على الضوء المرئي، ولكن أيضًا على أي إشعاع كهرومغناطيسي. وهذا يعني أنه لا يمكن ترك الثقب الأسود فحسب ضوء مرئيولكن أيضًا موجات الراديو، الأشعة تحت الحمراءوالأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية وأشعة جاما. أقصى ما يمكن أن تفعله فوتونات هذه الإشعاعات والموجات هو أن تبدأ بالدوران حول ثقب أسود، إذا كانت سرعة الضوء بالنسبة لثقب أسود معين أكبر من الأولى سرعة الهروبعلى سطح النجم.

ولهذا السبب تسمى هذه النجوم النيوترونية "الثقوب السوداء". لا شيء يطير خارج الثقب الأسود، لكن يمكن لأي شيء أن يطير إلى داخله. (تبخر الثقوب السوداء بسبب نفق الكملن نفكر فيه هنا.)

أي أنه من الواضح أنه لا يوجد في الواقع ثقب في الفضاء هناك. مثلما لا يوجد ثقب في الفضاء في موقع نجم نيوتروني عادي أو في موقع نجم عادي.

توجد الثغرات الموجودة في الفضاء فقط في كتب مؤلفي الخيال العلمي، وفي المنشورات العلمية الشعبية والبرامج التلفزيونية. تحتاج المطبوعات والبرامج التلفزيونية إلى تعويض تكاليف التوزيع والتقييم مالياً. ولذلك، عليهم أن يذهلوا قرائهم ومشاهدي التلفزيون عاطفيا بحقائق لا يمكن التحقق منها في المستوى الحالي لتطور العلوم والتكنولوجيا، ولكنها قد تظهر في بعض النماذج الرياضية. (الجمهور العادي عادة لا يدرك ذلك النماذج الرياضيةفي الفيزياء، من الثانوي دائمًا أن تكون الفيزياء علمًا تجريبيًا وأن النماذج الرياضية للأشياء المادية تميل إلى التغيير في المستقبل مع توفر بيانات تجريبية جديدة.)

إذا تمكنا من الوقوف على سطح الثقب الأسود، فعند النظر إلى الأعلى سنرى مرآة شفافة بدلاً من السماء المرصعة بالنجوم. أي أننا سنرى هناك كلاً من الفضاء المحيط (حيث يستقبل الثقب الأسود كل الإشعاعات المرسلة إليه) والضوء الذي يعود إلينا دون أن يتمكن من التغلب على الجاذبية. عودة الضوء هذه لها تأثير المرآة.

بالضبط نفس "المرآة" الشفافة على سطح الثقب الأسود تحدث بالنسبة لأنواع أخرى من الإشعاع الكهرومغناطيسي (موجات الراديو، والأشعة السينية، والأشعة فوق البنفسجية، وما إلى ذلك).

ماذا حدث الثقب الأسود؟ لماذا سمي باللون الأسود؟ ماذا يحدث في النجوم؟ كيف يرتبط النجم النيوتروني بالثقب الأسود؟ هل مصادم الهادرونات الكبير قادر على خلق ثقوب سوداء، وماذا يعني ذلك بالنسبة لنا؟

ماذا حدث نجمة؟؟؟؟ إذا كنت لا تعرف ذلك بعد، فشمسنا هي أيضًا نجم. هذا كائن أحجام كبيرةقادرة على انبعاث الإشعاع باستخدام الاندماج النووي الحراري موجات كهرومغناطيسية(هذا ليس التعريف الأكثر دقة). إذا لم يكن الأمر واضحًا، فيمكننا أن نقول هذا: النجم موجود كائن كبيرشكل كروي، داخلها، باستخدام التفاعلات النوويةيتم توليد كمية كبيرة جدًا جدًا من الطاقة، ويستخدم جزء منها لإصدار الضوء المرئي. بالإضافة إلى الضوء العادي، تنبعث الحرارة أيضًا ( الأشعة تحت الحمراء)، وموجات الراديو، والأشعة فوق البنفسجية، وما إلى ذلك.

تحدث التفاعلات النووية في أي نجم بنفس الطريقة التي تحدث بها محطات الطاقة النووية، مع وجود اختلافين رئيسيين فقط.

1. تحدث تفاعلات الاندماج النووي في النجوم، أي اتحاد النوى، وفي محطات الطاقة النووية – الاضمحلال النووي. في الحالة الأولى، يتم إطلاق طاقة أكثر بثلاث مرات، وبتكلفة أقل بآلاف المرات، حيث أن الهيدروجين فقط هو المطلوب، وهو غير مكلف نسبيًا. أيضًا، في الحالة الأولى، لا توجد نفايات ضارة: يتم إطلاق الهيليوم غير الضار فقط. والآن تتساءل بالطبع لماذا لا تستخدم مثل هذه التفاعلات في محطات الطاقة النووية؟ لأنه لا يمكن السيطرة عليه ويؤدي إليه بسهولة انفجار نوويويتطلب هذا التفاعل درجة حرارة تبلغ عدة ملايين من الدرجات. للرجل الاندماج النوويهي المهمة الأهم والأصعب (لم يتوصل أحد بعد إلى طريقة للتحكم في الاندماج النووي الحراري)، نظرا لنفاد مصادر الطاقة لدينا.

2. في النجوم، هناك كمية أكبر من المادة التي تدخل في التفاعلات مقارنة بمحطات الطاقة النووية، وبطبيعة الحال، هناك المزيد من إنتاج الطاقة هناك.

الآن عن تطور النجوم. كل نجم يولد، ينمو، يشيخ، ويموت (ينطفئ). بناءً على أسلوبها التطوري، تنقسم النجوم إلى ثلاث فئات حسب كتلتها.

الفئة الأولى – النجوم التي كتلتها أقل من 1.4* كتلة الشمس. في مثل هذه النجوم، يتحول كل "الوقود" ببطء إلى معدن، لأنه بسبب اندماج (مجموعة) النوى، تظهر المزيد والمزيد من العناصر "متعددة النوى" (الثقيلة)، وهي معادن. صحيح أن المرحلة الأخيرة من تطور مثل هذه النجوم لم يتم تسجيلها (من الصعب اكتشاف الكرات المعدنية)، فهذه مجرد نظرية.

الفئة الثانية – نجوم كتلتها تتجاوز كتلة نجوم الفئة الأولى، ولكنها أقل من ثلاث كتل شمسية. تفقد مثل هذه النجوم توازنها نتيجة للتطور القوى الداخليةالجذب والتنافر. ونتيجة لذلك، يتم طرح غلافها الخارجي في الفضاء، ويبدأ الغلاف الداخلي (من قانون الحفاظ على الزخم) في الانكماش "بشكل شديد". يتكون نجم نيوتروني. ويتكون بالكامل تقريبًا من نيوترونات، أي من جسيمات لا تحتوي عليها الشحنة الكهربائية. الشيء الأكثر روعة حول النجم النيوتروني – هذه هي كثافته، لأنه لكي يتحول إلى نيوترون، يحتاج النجم إلى الضغط في كرة يبلغ قطرها حوالي 300 كيلومتر فقط، وهذا صغير جدًا. لذا فإن كثافته عالية جدًا - حوالي عشرات التريليونات من الكيلوجرامات في الواحد متر مكعبوهي أكبر بمليارات المرات من كثافة المواد الأكثر كثافة على الأرض. ومن أين أتت هذه الكثافة؟ والحقيقة هي أن جميع المواد الموجودة على الأرض تتكون من ذرات، والتي بدورها تتكون من نوى. يمكن تخيل كل ذرة على أنها كرة فارغة كبيرة (فارغة تمامًا)، يوجد في وسطها نواة صغيرة. تحتوي النواة على كتلة الذرة بأكملها (إلى جانب النواة، تحتوي الذرة على إلكترونات فقط، لكن كتلتها صغيرة جدًا). قطر النواة أصغر 1000 مرة من قطر الذرة. وهذا يعني أن حجم النواة هو 1000*1000*1000 = 1 مليار مرة أصغر من الذرة. ومن ثم فإن الكثافة الأساسية تبلغ مليارات المرات المزيد من الكثافةذرة. ماذا يحدث في النجم النيوتروني؟ تتوقف الذرات عن الوجود كشكل من أشكال المادة، ويتم استبدالها بالنوى. ولهذا السبب فإن كثافة هذه النجوم أكبر بمليارات المرات من كثافة المواد الأرضية.

نعلم جميعًا أن الأجسام الثقيلة (الكواكب والنجوم) تجذب بقوة كل شيء من حولها. ويتم اكتشاف النجوم النيوترونية بهذه الطريقة. إنهم يشوهون مدارات الآخرين بشكل كبير النجوم المرئية، يقع في مكان قريب.

الفئة الثالثة من النجوم – النجوم التي تزيد كتلتها عن ثلاثة أضعاف كتلة الشمس. مثل هذه النجوم، بعد أن أصبحت نيوترونية، تنضغط أكثر وتتحول إلى ثقوب سوداء. كثافتها أكبر بعشرات الآلاف من المرات من كثافة النجوم النيوترونية. ونظرًا لوجود مثل هذه الكثافة الهائلة، يكتسب الثقب الأسود القدرة على ذلك جاذبية قوية(القدرة على جذب الأجسام المحيطة). مع مثل هذه الجاذبية، لا يسمح النجم حتى للموجات الكهرومغناطيسية، وبالتالي الضوء، بمغادرة حدوده. أي أن الثقب الأسود لا ينبعث منه ضوء. عدم وجود أي ضوء – هذا هو الظلام، ولهذا السبب يسمى الثقب الأسود بالأسود. لونه أسود دائمًا ولا يمكن رؤيته بأي تلسكوب. يعلم الجميع أنه بسبب جاذبيتها، فإن الثقوب السوداء قادرة على امتصاص جميع الأجسام المحيطة بها. صوت عالي. هذا هو السبب في أن الناس يشعرون بالقلق من إطلاق مصادم الهادرونات الكبير، والذي، وفقا للعلماء، من الممكن ظهور ثقوب سوداء دقيقة. ومع ذلك، فإن هذه الثقوب الدقيقة تختلف كثيرًا عن الثقوب العادية: فهي غير مستقرة لأن عمرها قصير جدًا، ولم يتم إثباتها عمليًا. علاوة على ذلك، يزعم العلماء أن هذه الثقوب الدقيقة لها طبيعة مختلفة تمامًا مقارنة بالثقوب السوداء العادية، وأنها غير قادرة على امتصاص المادة.

موقع الويب، عند نسخ المادة كليًا أو جزئيًا، يلزم وجود رابط للمصدر.

"تُعرف بقايا النواة المنفجرة بالنجم النيوتروني. تدور النجوم النيوترونية بسرعة كبيرة، وتصدر موجات ضوئية وموجات راديوية تبدو عند مرورها بالقرب من الأرض وكأنها ضوء منارة كونية.

وقد دفعت التقلبات في سطوع هذه الموجات علماء الفلك إلى تسمية هذه النجوم بالنجوم النابضة. أسرع النجوم النابضة تدور بسرعة تقارب 1000 دورة في الثانية." (1)

"حتى الآن، تم فتح أكثر من مائتين. من خلال تسجيل إشعاع النجوم النابضة بترددات مختلفة ولكن متشابهة، كان من الممكن تحديد المسافة إليها من تأخير الإشارة عند طول موجي أطول (بافتراض كثافة بلازما معينة في الوسط بين النجوم). اتضح أن جميع النجوم النابضة تقع على مسافات تتراوح من 100 إلى 25000 سنة ضوئية، أي أنها تنتمي إلى مجرتنا، وتتجمع بالقرب من المستوى درب التبانة(الشكل 7)". (2)

الثقوب السوداء

"إذا كانت كتلة النجم ضعف كتلة الشمس، ففي نهاية حياته قد ينفجر النجم كمستعر أعظم، ولكن إذا كانت كتلة المادة المتبقية بعد الانفجار لا تزال تتجاوز ضعف الشمس، فيجب أن ينهار النجم إلى جسم صغير كثيف، لأن قوى الجاذبية تقمع تمامًا أي مقاومة للضغط. يعتقد العلماء أنه في هذه اللحظة يؤدي انهيار الجاذبية الكارثي إلى ظهور ثقب أسود. وهم يعتقدون أنه مع نهاية التفاعلات النووية الحرارية، لم يعد من الممكن أن يكون النجم موجودًا حالة مستقرة. ثم ل نجم ضخمويبقى طريق واحد لا مفر منه: طريق الانضغاط العام والكامل (الانهيار)، وتحويله إلى ثقب أسود غير مرئي.

في عام 1939، كان ر. أوبنهايمر وطالب الدراسات العليا سنايدر في جامعة كاليفورنيا (بيركلي) منهمكين في توضيح المصير النهائي لكتلة كبيرة من المادة الباردة. واحدة من العواقب الأكثر إثارة للإعجاب النظرية العامةتبين أن النسبية لأينشتاين هي التالية: متى كتلة كبيرةتبدأ في الانهيار، ولا يمكن إيقاف هذه العملية وتنهار الكتلة لتشكل ثقبًا أسود. على سبيل المثال، إذا بدأ نجم متماثل غير دوار في الانكماش إلى حجم حرج يعرف باسم نصف قطر الجاذبية، أو نصف قطر شوارزشيلد (سمي على اسم كارل شوارزشيلد، الذي أشار إلى وجوده لأول مرة). إذا وصل النجم إلى نصف القطر هذا، فلا شيء يمكن أن يمنعه من إكمال الانهيار، أي أن ينغلق حرفيًا على نفسه.

ماذا يكون الخصائص الفيزيائية"الثقوب السوداء" وكيف يتوقع العلماء اكتشاف هذه الأجسام؟ لقد فكر العديد من العلماء في هذه الأسئلة؛ تم تلقي بعض الإجابات التي يمكن أن تساعد في البحث عن مثل هذه الأشياء.

يشير الاسم نفسه - الثقوب السوداء - إلى أن هذه فئة من الكائنات التي لا يمكن رؤيتها. مجال جاذبيتهم قوي جدًا لدرجة أنه إذا تمكنت بطريقة ما من الاقتراب الثقب الأسودوتوجيه شعاع الكشاف الأقوى بعيداً عن سطحه، فإنه سيكون من المستحيل رؤية هذا الكشاف ولو من مسافة لا تتجاوز المسافة من الأرض إلى الشمس. والحقيقة أنه حتى لو تمكنا من تركيز كل ضوء الشمس في هذا الكشاف القوي، فلن نراه، إذ لن يتمكن الضوء من التغلب على التأثير عليه. مجال الجاذبيةالثقب الأسود وترك سطحه. ولهذا السبب يسمى هذا السطح بأفق الحدث المطلق. إنه يمثل حدود الثقب الأسود.

ويشير العلماء إلى أن هذه الأجسام غير العادية ليس من السهل فهمها مع بقائها ضمن إطار قانون نيوتن للجاذبية. بالقرب من سطح الثقب الأسود، تكون الجاذبية قوية جدًا لدرجة أنها اعتيادية قوانين نيوتنالتوقف عن العمل هنا. وينبغي استبدالها بقوانين النظرية النسبية العامة لأينشتاين. وفقا لواحدة من النتائج الثلاثة لنظرية أينشتاين، عندما يترك الضوء جسما ضخما، فإنه يجب أن يواجه تحولا أحمر، لأنه يفقد الطاقة للتغلب على مجال جاذبية النجم. الإشعاع القادم من نجم كثيف مثل القمر الصناعي القزم الأبيض لـ Sirius A ينزاح قليلاً نحو الأحمر. كلما كان النجم أكثر كثافة، زادت هذه الإزاحة، بحيث لا يأتي أي إشعاع من نجم فائق الكثافة على الإطلاق. منطقة مرئيةنطاق لكن إذا زاد تأثير جاذبية النجم نتيجة لضغطه، فإن قوى الجاذبية تكون قوية جدًا بحيث لا يستطيع الضوء مغادرة النجم على الإطلاق. وبالتالي فإن إمكانية رؤية الثقب الأسود مستبعدة تماماً بالنسبة لأي راصد! لكن السؤال الذي يطرح نفسه بطبيعة الحال: إذا لم يكن مرئيا، فكيف يمكننا اكتشافه؟ للإجابة على هذا السؤال، يلجأ العلماء إلى الحيل الذكية. درس روفيني وويلر هذه المشكلة بدقة واقترحا عدة طرق، إن لم يكن لرؤية الثقب الأسود، ولكن على الأقل لاكتشافه. لنبدأ بحقيقة أنه عندما يولد الثقب الأسود أثناء عملية انهيار الجاذبية، فإنه ينبغي أن يصدر موجات جاذبية يمكنها عبور الفضاء بسرعة الضوء وبسرعة الضوء. وقت قصيرتشويه هندسة الفضاء بالقرب من الأرض. سيظهر هذا التشويه كما موجات الجاذبيةتعمل في وقت واحد على أدوات متطابقة مثبتة على سطح الأرض على مسافة كبيرة من بعضها البعض. يمكن أن يأتي إشعاع الجاذبية من النجوم التي تمر بانهيار الجاذبية. إذا دار النجم أثناء الحياة الطبيعية، فإنه يتقلص ويصبح أصغر فأصغر، وسوف يدور بشكل أسرع وأسرع، مع الحفاظ على زخمه الزاوي. وأخيرا يمكن أن يصل إلى مرحلة تقترب فيها سرعة الحركة عند خط استوائه من سرعة الضوء، أي إلى أقصى حد السرعة الممكنة. في هذه الحالة، سيكون النجم مشوهًا للغاية ويمكن أن يقذف بعض المادة. ومع مثل هذا التشوه، يمكن للطاقة أن تهرب من النجم على شكل موجات جاذبية يبلغ ترددها حوالي ألف ذبذبة في الثانية (1000 هرتز).

روجر بنروز، أستاذ الرياضيات في كلية بيركبيك جامعة لندن، فحص الحالة الغريبة لانهيار وتشكيل ثقب أسود. ويعترف بأن الثقب الأسود يختفي ثم يظهر في وقت آخر في كون آخر. بالإضافة إلى ذلك، يرى أن ولادة ثقب أسود أثناء انهيار الجاذبية يعد مؤشرًا مهمًا على حدوث شيء غير عادي في هندسة الزمكان. يُظهر بحث بنروز أن الانهيار ينتهي بتكوين التفرد (من المفرد اللاتيني - منفصل، فردي)، أي أنه يجب أن يستمر حتى الأبعاد الصفرية والكثافة اللانهائية للكائن. الشرط الأخيريجعل من الممكن لكون آخر أن يقترب من تفردنا، ومن الممكن أن يتحول التفرد إلى هذا الكون الجديد. بل قد تظهر في مكان آخر في عالمنا.

وينظر بعض العلماء إلى تشكل الثقب الأسود باعتباره نموذجًا صغيرًا لما تتنبأ به النسبية العامة والذي قد يحدث في النهاية للكون. من المقبول عمومًا أننا نستطيع ذلك في كون يتوسع باستمرار، وأحد الأسئلة الأكثر أهمية وإلحاحًا للعلم يتعلق بطبيعة الكون وماضيه ومستقبله. بلا شك كل شيء النتائج الحديثةتشير الملاحظات إلى توسع الكون. ومع ذلك، فإن أحد الأسئلة الأكثر صعوبة اليوم هو: هل يتباطأ معدل هذا التوسع، وإذا كان الأمر كذلك، فهل سينكمش الكون خلال عشرات المليارات من السنين، مشكلاً نقطة التفرد. على ما يبدو، سنكون قادرين يومًا ما على معرفة المسار الذي سيتبعه الكون، ولكن ربما قبل ذلك بكثير، من خلال دراسة المعلومات التي تتسرب عند ولادة الثقوب السوداء، وتلك المعلومات التي تتسرب عند ولادة الثقوب السوداء. القوانين الفيزيائيةوالتي تتحكم في مصيرها، سنكون قادرين على التنبؤ بالمصير النهائي للكون (الشكل 8)." (1)

تحدث أشياء كثيرة مذهلة في الفضاء، ونتيجة لذلك تظهر نجوم جديدة، وتختفي النجوم القديمة، وتتشكل الثقوب السوداء. واحدة من الرائعة و الظواهر الغامضةويحدث انهيار الجاذبية، مما ينهي تطور النجوم.

التطور النجمي هو دورة التغيرات التي يمر بها النجم طوال حياته (ملايين أو مليارات السنين). عندما ينفد الهيدروجين الموجود فيه ويتحول إلى هيليوم، يتشكل نواة الهيليوم، ويبدأ هو نفسه بالتحول إلى عملاق أحمر - نجم من الطبقات الطيفية المتأخرة ذو لمعان عالي. يمكن أن تصل كتلتها إلى 70 مرة كتلة الشمس. يُطلق على العمالقة الفائقة الساطعة اسم العمالقة الفائقة. بالإضافة إلى السطوع العالي، فهي تتميز بعمر قصير.

جوهر الانهيار

تعتبر هذه الظاهرة نقطة النهايةتطور النجوم التي يزيد وزنها عن ثلاث كتل شمسية (وزن الشمس). وتستخدم هذه الكمية في علم الفلك والفيزياء لتحديد وزن الأجسام الكونية الأخرى. يحدث الانهيار عندما تتسبب قوى الجاذبية في انهيار الأجسام الكونية الضخمة كتلة كبيرةيتقلص بسرعة كبيرة.

تحتوي النجوم التي تزن أكثر من ثلاث كتل شمسية على مادة كافية لتفاعلات نووية حرارية طويلة الأمد. عندما تنفد المادة، تتوقف و رد فعل نووي حراريوتتوقف النجوم عن كونها مستقرة ميكانيكيًا. وهذا يؤدي إلى حقيقة أنها تبدأ في الضغط باتجاه المركز بسرعة تفوق سرعة الصوت.

النجوم النيوترونية

عندما تنقبض النجوم، يؤدي ذلك إلى خلق ضغط داخلي. وإذا نما بقوة كافية لوقف ضغط الجاذبية، فسيظهر نجم نيوتروني.

هذا الجسم الكونيلديه بنية بسيطة. يتكون النجم من نواة مغطاة بقشرة، وهذه بدورها تتكون من الإلكترونات والنوى الذرية. يبلغ سمكه حوالي كيلومتر واحد وهو رقيق نسبيًا مقارنة بالأجسام الأخرى الموجودة في الفضاء.

وزن النجوم النيوترونية يساوي وزن الشمس. والفرق بينهما هو أن نصف قطرهما صغير - لا يزيد عن 20 كم. بداخلها، تتفاعل النوى الذرية مع بعضها البعض، وبالتالي تشكل المادة النووية. إن الضغط من جانبه هو الذي يمنع النجم النيوتروني من الانكماش أكثر. يتمتع هذا النوع من النجوم بسرعة دوران عالية جدًا. إنهم قادرون على القيام بمئات الثورات في ثانية واحدة. تبدأ عملية الولادة من انفجار سوبر نوفا، والذي يحدث أثناء انهيار جاذبية النجم.

المستعرات الأعظمية

انفجار السوبرنوفا هو ظاهرة التغيير المفاجئسطوع النجم. ثم يبدأ النجم في التلاشي ببطء وتدريجيا. هكذا تنتهي المرحلة الأخيرة من انهيار الجاذبية. الكارثة بأكملها مصحوبة بالإفراج كمية كبيرةطاقة.

وتجدر الإشارة إلى أن سكان الأرض لا يمكنهم رؤية هذه الظاهرة إلا بعد وقوعها. يصل الضوء إلى كوكبنا بعد فترة طويلة من تفشي المرض. وقد تسبب هذا في صعوبات في تحديد طبيعة المستعرات الأعظم.

تبريد النجم النيوتروني

وبعد انتهاء انكماش الجاذبية الذي أدى إلى تكوين نجم نيوتروني، تكون درجة حرارته مرتفعة جدًا (أعلى بكثير من درجة حرارة الشمس). يبرد النجم بسبب تبريد النيوترينو.

وفي غضون دقيقتين، يمكن أن تنخفض درجة حرارتها 100 مرة. على مدى المائة عام القادمة - 10 مرات أخرى. وبعد أن ينخفض، تتباطأ عملية التبريد بشكل ملحوظ.

حد أوبنهايمر-فولكوف

فمن ناحية، يعكس هذا المؤشر أقصى وزن ممكن لنجم نيوتروني يتم عنده تعويض الجاذبية بغاز نيوتروني. وهذا يمنع انهيار الجاذبية من الانتهاء في ثقب أسود. ومن ناحية أخرى، فإن ما يسمى بحد أوبنهايمر-فولكوف هو أيضًا عتبة أقل لوزن الثقب الأسود الذي تشكل أثناء تطور النجوم.

بسبب عدد من الأخطاء فمن الصعب تحديد القيمة الدقيقةهذه المعلمة. ومع ذلك، فمن المقدر أن تكون في حدود 2.5 إلى 3 كتلة شمسية. على هذه اللحظةويقول العلماء أن أثقل نجم نيوتروني هو J0348+0432. وزنه يزيد عن كتلتين شمسيتين. أخف ثقب أسود يزن 5-10 كتلة شمسية. ويقول علماء الفيزياء الفلكية إن هذه البيانات تجريبية وتتعلق فقط بالنجوم النيوترونية والثقوب السوداء المعروفة حاليا، وتشير إلى احتمال وجود نجوم أكثر ضخامة.

الثقوب السوداء

الثقب الأسود هو أحد أكثر الظواهر المدهشة الموجودة في الفضاء. وهو يمثل منطقة الزمكان حيث جاذبية الجاذبيةولا يسمح لأي كائن بالهروب منه. حتى الأجسام التي يمكنها التحرك بسرعة الضوء (بما في ذلك كميات الضوء نفسها) غير قادرة على تركها. قبل عام 1967، كانت الثقوب السوداء تسمى "النجوم المتجمدة"، و"النجوم المنهارة"، و"النجوم المنهارة".

الثقب الأسود له عكسه. يطلق عليه الثقب الأبيض. كما تعلمون، من المستحيل الخروج من الثقب الأسود. وأما البياض فلا يمكن اختراقه.

بالإضافة إلى انهيار الجاذبية، يمكن أن يحدث تكوين ثقب أسود بسبب انهيار في مركز المجرة أو العين المجرية الأولية. هناك أيضًا نظرية مفادها أن الثقوب السوداء ظهرت نتيجة الانفجار الكبير، تمامًا مثل كوكبنا. يسميها العلماء الأولية.

هناك ثقب أسود واحد في مجرتنا، والذي، وفقا لعلماء الفيزياء الفلكية، تشكل نتيجة لانهيار جاذبية الأجسام فائقة الكتلة. ويقول العلماء أن مثل هذه الثقوب تشكل قلب العديد من المجرات.

يشير علماء الفلك في الولايات المتحدة إلى أنه قد يتم التقليل من حجم الثقوب السوداء الكبيرة بشكل كبير. وترتكز افتراضاتهم على حقيقة أنه لكي تصل النجوم إلى السرعة التي تتحرك بها عبر المجرة M87، التي تقع على بعد 50 مليون سنة ضوئية من كوكبنا، يجب أن تكون كتلة الثقب الأسود الموجود في مركز المجرة M87 على الأقل. 6.5 مليار كتلة شمسية. في الوقت الحالي، من المقبول عمومًا أن وزن أكبر ثقب أسود يبلغ 3 مليارات كتلة شمسية، أي أكثر من النصف.

توليف الثقب الأسود

وهناك نظرية مفادها أن هذه الأجسام قد تظهر نتيجة التفاعلات النووية. لقد أعطى العلماءيطلق عليهم الهدايا السوداء الكمومية. هُم الحد الأدنى للقطرهو 10 -18 م، وأصغر كتلة هي 10 -5 جم.

تم بناء مصادم الهادرونات الكبير لتصنيع الثقوب السوداء المجهرية. كان من المفترض أنه بمساعدتها سيكون من الممكن ليس فقط تركيب ثقب أسود، ولكن أيضًا محاكاة الانفجار العظيممما يجعل من الممكن إعادة إنشاء عملية تكوين المجموعة الأجسام الفضائيةبما في ذلك كوكب الأرض. ومع ذلك، فشلت التجربة لأنه لم تكن هناك طاقة كافية لتكوين الثقوب السوداء.

النجم النيوتروني

تظهر الحسابات أنه خلال انفجار سوبر نوفا مع M ~ 25M، يبقى قلب نيوتروني كثيف (نجم نيوتروني) بكتلة ~ 1.6M. في النجوم ذات الكتلة المتبقية M > 1.4M والتي لم تصل إلى مرحلة المستعر الأعظم، يكون ضغط غاز الإلكترون المنحل أيضًا غير قادر على موازنة قوى الجاذبية ويتم ضغط النجم إلى حالة الكثافة النووية. آلية هذا الانهيار الجاذبي هي نفسها التي تحدث أثناء انفجار المستعر الأعظم. يصل الضغط ودرجة الحرارة داخل النجم إلى هذه القيم التي يبدو عندها أن الإلكترونات والبروتونات "تضغط" على بعضها البعض ونتيجة للتفاعل

بعد انبعاث النيوترينوات، تتشكل النيوترونات، وتحتل حجم طور أصغر بكثير من الإلكترونات. ويظهر ما يسمى بالنجم النيوتروني تصل كثافته إلى 1014 - 1015 جم/سم3 . الحجم المميز للنجم النيوتروني هو 10 - 15 كم. بمعنى ما، النجم النيوتروني هو نواة ذرية عملاقة. إضافي ضغط الجاذبيةيمنعها ضغط المادة النووية الناتج عن تفاعل النيوترونات. وهذا أيضًا هو ضغط الانحلال، كما حدث سابقًا في حالة القزم الأبيض، ولكنه ضغط الانحلال لغاز نيوتروني أكثر كثافة. هذا الضغط قادر على حمل كتل تصل إلى 3.2 م.
تعمل النيوترينوات الناتجة في لحظة الانهيار على تبريد النجم النيوتروني بسرعة كبيرة. وفقًا للتقديرات النظرية، تنخفض درجة حرارته من 1011 إلى 109 كلفن في زمن ~ 100 ثانية. علاوة على ذلك، ينخفض ​​معدل التبريد قليلاً. ومع ذلك، فهو مرتفع جدًا على المقياس الفلكي. يحدث انخفاض في درجة الحرارة من 10 9 إلى 10 8 كلفن في 100 عام وإلى 10 6 كلفن في مليون سنة. كشف النجوم النيوترونية الطرق البصريةصعبة للغاية بسبب صغر حجمها ودرجة الحرارة المنخفضة.
في عام 1967 م جامعة كامبريدجاكتشف هويش وبيل المصادر الكونية للإشعاع الكهرومغناطيسي الدوري - النجوم النابضة. تتراوح فترات تكرار النبض لمعظم النجوم النابضة من 3.3·10 -2 إلى 4.3 ثانية. وفقًا للمفاهيم الحديثة، فإن النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية دوارة كتلتها من 1 إلى 3 أمتار وقطرها من 10 إلى 20 كيلومترًا. فقط الأجسام المدمجة التي لها خصائص النجوم النيوترونية هي التي يمكنها الحفاظ على شكلها دون الانهيار بسرعات الدوران هذه. الحفاظ على الزخم الزاوي و حقل مغناطيسيأثناء تكوين نجم نيوتروني يؤدي إلى ولادة نجوم نابضة سريعة الدوران ذات مجال مغناطيسي قوي B ~ 10 12 G.
ويعتقد أن النجم النيوتروني له مجال مغناطيسي لا يتطابق محوره مع محور دوران النجم. في هذه الحالة، ينساب إشعاع النجم (موجات الراديو والضوء المرئي) عبر الأرض مثل أشعة المنارة. عندما يعبر الشعاع الأرض، يتم تسجيل النبض. يحدث إشعاع النجم النيوتروني نفسه بسبب حقيقة أن الجزيئات المشحونة من سطح النجم تتحرك نحو الخارج خطوط الكهرباءالمجال المغناطيسي، انبعاث الموجات الكهرومغناطيسية. تظهر آلية البث الراديوي للنجم النابض، التي اقترحها غولد لأول مرة، في الشكل 1. 39.

إذا ضرب شعاع من الإشعاع مراقبًا على الأرض، يكتشف التلسكوب الراديوي نبضات قصيرة من الانبعاث الراديوي بفترة تساوي فترة دوران النجم النيوتروني. يمكن أن يكون شكل النبض معقدًا للغاية، والذي يتم تحديده من خلال هندسة الغلاف المغناطيسي للنجم النيوتروني وهو ما يميز كل نجم نابض. فترات دوران النجوم النابضة ثابتة تمامًا وتصل دقة قياس هذه الفترات إلى أرقام مكونة من 14 رقمًا.
حاليًا، تم اكتشاف النجوم النابضة التي تعد جزءًا من الأنظمة الثنائية. إذا كان النجم النابض يدور حول المكون الثاني، فيجب ملاحظة التغيرات في فترة النجم النابض بسبب تأثير دوبلر. عندما يقترب النجم النابض من الراصد، تقل الفترة المسجلة لنبضات الراديو بسبب تأثير دوبلر، وعندما يتحرك النجم النابض بعيدًا عنا، تزداد دورته. وبناء على هذه الظاهرة، النجوم النابضة التي هي جزء من نجوم مزدوجة. لأول نجم نابض تم اكتشافه PSR 1913+16، جزء من نظام مزدوجوكانت الفترة المدارية 7 ساعات و45 دقيقة. الفترة الخاصةزمن دوران النجم النابض PSR 1913 + 16 هو 59 مللي ثانية.
من المفترض أن يؤدي إشعاع النجم النابض إلى انخفاض سرعة دوران النجم النيوتروني. تم اكتشاف هذا التأثير أيضًا. يمكن أيضًا أن يكون النجم النيوتروني الذي يعد جزءًا من نظام ثنائي مصدرًا لإشعاع الأشعة السينية المكثف.
يظهر في الشكل هيكل نجم نيوتروني كتلته 1.4 متر ونصف قطره 16 كيلومترًا. 40.

أنا عبارة عن طبقة خارجية رقيقة من الذرات المكتظة بكثافة. في المنطقتين II و III، يتم ترتيب النوى على شكل شبكة مكعبة مركزية الجسم. المنطقة الرابعة تتكون بشكل رئيسي من النيوترونات. في المنطقة الخامسة، يمكن أن تتكون المادة من بيونات وهيبرونات، وتشكل النواة الهادرونية للنجم النيوتروني. ويجري حاليًا توضيح تفاصيل معينة حول بنية النجم النيوتروني.
إن تكوين النجوم النيوترونية لا يكون دائمًا نتيجة لانفجار سوبر نوفا. هناك آلية أخرى محتملة لتكوين النجوم النيوترونية أثناء تطور الأقزام البيضاء في ثنائيات قريبة أنظمة النجوم. تدفق المادة من النجم المرافق إلى قزم ابيضتزداد كتلة القزم الأبيض تدريجيًا وعند وصوله الكتلة الحرجة(حد شاندراسيخار) يتحول القزم الأبيض إلى نجم نيوتروني. وفي حالة استمرار تدفق المادة بعد تكوين النجم النيوتروني، فإن كتلته يمكن أن تزيد بشكل كبير، ونتيجة لانهيار الجاذبية، يمكن أن يتحول إلى ثقب أسود. وهذا يتوافق مع ما يسمى بالانهيار "الصامت".
المدمج نجوم مزدوجةيمكن أن تظهر أيضًا كمصادر للأشعة السينية. وينشأ أيضًا بسبب تراكم المادة المتساقطة من نجم "عادي" إلى نجم أكثر إحكاما. عندما تتراكم المادة على نجم نيوتروني مع B > 10 10 G، تقع المادة في منطقة القطبين المغناطيسيين. الأشعة السينيةيتم تعديله من خلال دورانه حول محوره. تسمى هذه المصادر بالنجوم النابضة للأشعة السينية.
هناك مصادر للأشعة السينية (تسمى الانفجارات)، حيث تحدث رشقات من الإشعاع بشكل دوري على فترات تتراوح من عدة ساعات إلى يوم واحد. الوقت المميزارتفاع الانفجار - 1 ثانية. مدة الانفجار من 3 إلى 10 ثواني. يمكن أن تكون الشدة في لحظة الانفجار أعلى بمقدار 2-3 مرات من اللمعان عند حالة الهدوء. حاليا، عدة مئات من هذه المصادر معروفة. ويعتقد أن رشقات الإشعاع تحدث نتيجة للانفجارات النووية الحرارية للمادة المتراكمة على سطح النجم النيوتروني نتيجة التراكم.
ومن المعروف أنه على مسافات صغيرة بين النيوكليونات (< 0.3·10 -13 см) القوات النوويةيتم استبدال عوامل الجذب بقوى التنافر، أي أن مقاومة المادة النووية على مسافات قصيرة لقوة ضغط الجاذبية تزداد. إذا كانت كثافة المادة في مركز النجم النيوتروني تتجاوز الكثافة النووية ρ السم وتصل إلى 10 15 جم / سم 3، ثم في مركز النجم، إلى جانب النيوكليونات والإلكترونات، تكون الميزونات والهايبرونات وغيرها من الجزيئات الأكثر ضخامة تشكلت أيضا. تجري حاليًا دراسات حول سلوك المادة عند كثافات تتجاوز الكثافة النووية المرحلة الأوليةوهناك الكثير مشاكل لم يتم حلها. تظهر الحسابات أنه عند كثافات المادة ρ > ρ السم، من الممكن حدوث عمليات مثل ظهور مكثفات البيون، وانتقال المادة النيوترونية إلى حالة بلورية صلبة، وتكوين بلازما هايبرون وكوارك جلون. من الممكن تكوين حالات فائقة السيولة وفائقة التوصيل للمادة النيوترونية.
وفقا لل الأفكار الحديثةحول سلوك المادة عند كثافات 10 2 - 10 3 مرات أعلى من النووية (أي حول هذه الكثافات نحن نتحدث عنعندما تتم مناقشة البنية الداخلية للنجم النيوتروني)، تتشكل النوى الذرية داخل النجم بالقرب من حد الاستقرار. يمكن تحقيق فهم أعمق من خلال البحث حالات المادةاعتمادًا على كثافة ودرجة حرارة واستقرار المادة النووية مع نسب غريبة لعدد البروتونات إلى عدد النيوترونات في النواة n p /n n، مع مراعاة العمليات الضعيفة التي تنطوي على النيوترينوات. في الوقت الحاضر، الإمكانية الوحيدة عمليًا لدراسة المادة عند كثافات أعلى من الكثافة النووية هي التفاعلات النووية بين الأيونات الثقيلة. ومع ذلك، لا تزال البيانات التجريبية المتعلقة بتصادمات الأيونات الثقيلة توفر معلومات غير كافية، نظرًا لأن القيم القابلة للتحقيق لـ n p / n n لكل من النواة المستهدفة والنواة المتسارعة الحادثة صغيرة (~ 1 - 0.7).
قياسات دقيقةأظهرت فترات النجوم النابضة الراديوية أن سرعة دوران النجم النيوتروني تتباطأ تدريجياً. هذا يرجع إلى التحول الطاقة الحركيةدوران النجم إلى طاقة إشعاع النجم النابض وانبعاث النيوترينو. وتفسر التغيرات الصغيرة المفاجئة في فترات النجوم النابضة الراديوية بتراكم الضغط في الطبقة السطحية للنجم النيوتروني، المصحوب بـ"تشقق" و"كسور"، مما يؤدي إلى تغير في سرعة دوران النجم. تحتوي الخصائص الزمنية المرصودة للنجوم النابضة الراديوية على معلومات حول خصائص "قشرة" النجم النيوتروني، والظروف الفيزيائية بداخله، والسيولة الفائقة للمادة النيوترونية. في مؤخراتم اكتشاف عدد كبير من النجوم النابضة الراديوية ذات فترات أقل من 10 مللي ثانية. وهذا يتطلب توضيح الأفكار حول العمليات التي تحدث في النجوم النيوترونية.
التحدي الآخر هو البحث عمليات النيوترينوفي النجوم النيوترونية. يعد انبعاث النيوترينو أحد الآليات التي يفقد بها النجم النيوتروني الطاقة خلال 10 5 - 10 6 سنوات بعد تكوينه.