Ne oldu kara delik? Neden siyah deniyor? Yıldızlarda ne olur? Nötron yıldızı ile kara delik arasında nasıl bir ilişki vardır? Büyük Hadron Çarpıştırıcısı kara delik yaratma kapasitesine sahip mi ve bu bizim için ne anlama geliyor?
Ne oldu yıldız??? Henüz bilmiyorsanız Güneşimiz de bir yıldızdır. Bu bir nesne büyük boyutlar termonükleer füzyon kullanarak elektromanyetik dalgalar yayma yeteneğine sahiptir (bu, tanımların en doğru olanı değildir). Açık değilse şunu söyleyebiliriz: Bir yıldız büyük nesne içinde kullanılan küresel şekil nükleer reaksiyonlarÇok çok çok büyük miktarda enerji üretilir ve bunun bir kısmı görünür ışık yaymak için kullanılır. Sıradan ışığa ek olarak ısı da yayılır ( kızılötesi radyasyon) ve radyo dalgaları ve ultraviyole vb.
Nükleer reaksiyonlar herhangi bir yıldızda olduğu gibi aynı şekilde meydana gelir. nükleer santraller sadece iki temel farkla.
1. Nükleer füzyon reaksiyonları yıldızlarda yani çekirdeklerin birleşiminde ve nükleer santrallerde meydana gelir. – nükleer bozunma. İlk durumda, yalnızca hidrojene ihtiyaç duyulduğundan ve nispeten ucuz olduğundan 3 kat daha fazla enerji açığa çıkar, binlerce kat daha az maliyet. Ayrıca ilk durumda zararlı atık yoktur: yalnızca zararsız helyum açığa çıkar. Şimdi elbette nükleer santrallerde bu tür reaksiyonların neden kullanılmadığını merak ediyorsunuz? Çünkü KONTROLsüzdür ve kolaylıkla nükleer patlama ve bu reaksiyon birkaç milyon derecelik bir sıcaklık gerektirir. Adam için nükleer füzyon Enerji kaynaklarımızın tükenmekte olduğu göz önüne alındığında, bu en önemli ve en zor görevdir (henüz kimse nükleer füzyonu kontrol etmenin bir yolunu bulamadı).
2. Yıldızlarda nükleer santrallere göre reaksiyonlara daha fazla madde dahil olur ve doğal olarak orada daha fazla enerji çıkışı olur.
Şimdi yıldızların evrimi hakkında. Her yıldız doğar, büyür, yaşlanır ve ölür (söner). Yıldızlar, evrimsel tarzlarına göre kütlelerine göre üç kategoriye ayrılır.
İlk kategori – kütlesi 1,4'ten az olan yıldızlar * Güneş'in kütlesi. Bu tür yıldızlarda, tüm "yakıt" yavaş yavaş metale dönüşür, çünkü çekirdeklerin füzyonu (birleşmesi) nedeniyle giderek daha fazla "çok çekirdekli" (ağır) element ortaya çıkar ve bunlar metallerdir. Doğru, bu tür yıldızların evriminin son aşaması kaydedilmedi (metal topları tespit etmek zordur), bu sadece bir teori.
İkinci kategori –
kütle bakımından birinci kategorideki yıldızların kütlesini aşan ancak üç güneş kütlesinden az olan yıldızlar. Bu tür yıldızlar evrim sonucunda dengelerini kaybederler iç kuvvetlerçekim ve itme. Sonuç olarak, dış kabukları uzaya fırlatılır ve iç kabuk (momentumun korunumu yasasından dolayı) "öfkeyle" küçülmeye başlar. Bir nötron yıldızı oluşur. Neredeyse tamamı nötronlardan, yani nötronlardan oluşmayan parçacıklardan oluşur. elektrik yükü. Bir nötron yıldızıyla ilgili en dikkat çekici şey –
yoğunluğu budur, çünkü bir yıldızın nötron olabilmesi için çapı yalnızca 300 km kadar olan bir top şeklinde sıkıştırılması gerekir ve bu çok küçüktür. Yani yoğunluğu çok yüksektir; bir tanesinde yaklaşık on trilyonlarca kg. metreküp Bu, dünyadaki en yoğun maddelerin yoğunluğundan milyarlarca kat daha fazladır. Bu yoğunluk nereden geldi? Gerçek şu ki, Dünya üzerindeki tüm maddeler atomlardan, onlar da çekirdeklerden oluşuyor. Her atom, ortasında küçük bir çekirdeğin bulunduğu büyük, boş bir top (kesinlikle boş) olarak hayal edilebilir. Çekirdek atomun tüm kütlesini içerir (çekirdeğin yanı sıra atom yalnızca elektronları içerir, ancak kütleleri çok küçüktür). Çekirdeğin çapı atomun çapından 1000 kat daha küçüktür. Bu, çekirdeğin hacminin atomdan 1000*1000*1000 = 1 milyar kat daha küçük olduğu anlamına gelir. Ve dolayısıyla çekirdek yoğunluğu milyarlarca kat daha fazla yoğunluk atom. Nötron yıldızında ne olur? Atomlar maddenin bir formu olarak var olmaktan çıkar; onların yerini çekirdekler alır. Bu tür yıldızların yoğunluğunun karasal maddelerin yoğunluğundan milyarlarca kat daha fazla olmasının nedeni budur.
Ağır nesnelerin (gezegenler, yıldızlar) etraflarındaki her şeyi güçlü bir şekilde çektiğini hepimiz biliyoruz. Nötron yıldızları bu şekilde keşfedilir. Başkalarının yörüngelerini büyük ölçüde bozarlar görünür yıldızlar, yakınlarda yer almaktadır.
Üçüncü yıldız kategorisi – Kütlesi Güneş'in kütlesinin üç katından fazla olan yıldızlar. Nötron haline gelen bu tür yıldızlar daha da sıkışarak kara deliklere dönüşür. Yoğunlukları nötron yıldızlarının yoğunluğundan onbinlerce kat daha fazladır. Bu kadar büyük bir yoğunluğa sahip olan bir kara delik, çok güçlü yerçekimi(çevredeki cisimleri çekme yeteneği). Böyle bir çekim gücüyle yıldız, sınırlarının dışına çıkmanıza dahi izin vermez. elektromanyetik dalgalar ve dolayısıyla ışık. Yani kara delik ışık yaymaz. Herhangi bir ışığın olmaması – karanlık, bu yüzden kara delik ve siyah denir. Her zaman siyahtır ve hiçbir teleskopla görülemez. Kara deliklerin yerçekimi nedeniyle çevredeki tüm cisimleri kendi içlerine çekebildiğini herkes bilir. büyük hacimli. Bu nedenle insanlar, bilim adamlarına göre kara mikro deliklerin ortaya çıkmasının mümkün olduğu Büyük Hadron Çarpıştırıcısını fırlatma konusunda temkinli davranıyorlar. Ancak bu mikro delikler sıradan olanlardan çok farklıdır: Ömürleri çok kısa olduğundan kararsızdırlar ve pratik olarak kanıtlanmamıştır. Üstelik bilim insanları, bu mikro deliklerin sıradan kara deliklerden tamamen farklı bir yapıya sahip olduğunu ve madde absorbe edemediklerini iddia ediyor.
web sitesi, materyalin tamamını veya bir kısmını kopyalarken kaynağa bir bağlantı gereklidir.
Bu yazı astrofizik ders programındaki beşinci dersin özetidir. lise. Süpernova patlamalarının, nötron yıldızlarının (pulsarların) oluşum süreçlerinin ve hem tek hem de yıldız çiftleri halinde yıldız kütleli kara deliklerin bir tanımını içerir. Ve kahverengi cüceler hakkında birkaç söz.
Öncelikle yıldız türlerinin sınıflandırılmasını ve kütlelerine göre evrimlerini gösteren resmi tekrarlayacağım:
1. Nova ve süpernova patlamaları.
Yıldızların derinliklerinde helyumun yanması, kırmızı devlerin oluşması ve patlamalarıyla son bulur. yeni eğitim ile beyaz cüceler veya kırmızı süperdevlerin oluşumu ve bunların patlamaları süpernovalar eğitim ile nötron yıldızları veya kara delikler, ve bu yıldızların fırlattığı kabuklardan gelen bulutsular. Çoğu zaman, fırlatılan mermilerin kütleleri, bu yıldızların "mumyalarının" - nötron yıldızları ve kara deliklerin - kütlelerini aşar. Bu olgunun ölçeğini anlamak için bizden 50 milyon ışıkyılı uzaklıktaki süpernova 2015F patlamasının bir videosunu sunacağım. NGC 2442 galaksisinin yılları:
Bir başka örnek ise galaksimizdeki 1054 süpernovasıdır ve bunun sonucunda bizden 6,5 bin ışıkyılı uzaklıkta Yengeç Bulutsusu ve bir nötron yıldızı oluşmuştur. yıllar. Bu durumda ortaya çıkan nötron yıldızının kütlesi ~2 güneş kütlesi, fırlatılan kabuğun kütlesi ise ~5 güneş kütlesidir. Çağdaşları bu süpernovanın parlaklığının Venüs'ünkinden yaklaşık 4-5 kat daha fazla olduğunu tahmin ediyordu. Eğer böyle bir süpernova binlerce kat daha yakın (6,5 ışıkyılı) parlamış olsaydı, gökyüzümüzde 4000 kat daha fazla parlayacaktı. aydan daha parlak ama Güneş'ten yüz kat daha zayıf.
2. Nötron yıldızları.
Yıldızlar büyük kitleler(sınıflar O, B, A) Hidrojen yandıktan sonra helyuma dönüşür ve helyumun ağırlıklı olarak karbon, oksijen ve nitrojene dönüşmesi sürecinde oldukça kısa bir aşamaya girer kırmızı üstdev ve helyum-karbon döngüsünün tamamlanmasının ardından kabuğunu döküp alev alırlar. "Süpernova". Derinlikleri de yerçekiminin etkisi altında sıkıştırılır. Ancak dejenere elektron gazının basıncı, beyaz cücelerde olduğu gibi artık bu kütleçekimsel kendi kendini sıkıştırmayı durduramaz. Dolayısıyla bu yıldızların bağırsaklarındaki sıcaklık yükselir ve içlerinde termonükleer reaksiyonlar meydana gelmeye başlar, bunun sonucunda aşağıdaki unsurlar Periyodik tablolar. kadar bez.
Neden demirden önce? Çünkü büyük çekirdeklerin oluşumu atom numarası enerjinin açığa çıkmasıyla değil, emilimiyle oluşur. Ancak onu diğer çekirdeklerden almak o kadar kolay değil. Elbette bu yıldızların iç kısımlarında atom numarası yüksek elementler oluşuyor. Ancak demirden çok daha küçük miktarlarda.
Ama sonra evrim bölünür. Çok büyük olmayan yıldızlar (sınıflar A ve kısmen İÇİNDE) dönüşmek nötron yıldızları . Elektronların kelimenin tam anlamıyla protonlara basıldığı ve en yıldızın vücudu kocaman bir şeye dönüşüyor nötron çekirdeği. Sıradan nötronların birbirine değmesi ve hatta bastırılmasından oluşur. Maddenin yoğunluğu başına birkaç milyar ton mertebesindedir. santimetreküp. Tipik bir nötron yıldızı çapı- yaklaşık 10-20 kilometre. Nötron yıldızı, ölü bir yıldızın ikinci kararlı "mumyası" türüdür. Kütleleri tipik olarak yaklaşık 1,3 ila 2,1 güneş kütlesi arasında değişir (gözlemsel verilere göre).
Tek nötron yıldızlarını, son derece düşük parlaklıkları nedeniyle optik olarak görmek neredeyse imkansızdır. Ama bazıları kendilerini şu şekilde buluyor: pulsarlar. Nedir? Hemen hemen tüm yıldızlar kendi eksenleri etrafında dönerler ve oldukça güçlü bir dönüşe sahiptirler. manyetik alan. Örneğin Güneşimiz kendi ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık bir ayda tamamlar.
Şimdi çapının yüzbin kat azalacağını hayal edin. Açısal momentumun korunumu yasası sayesinde çok daha hızlı döneceği açıktır. Ve yüzeyine yakın böyle bir yıldızın manyetik alanı, güneşinkinden çok daha güçlü olacaktır. Çoğu nötron yıldızının kendi ekseni etrafında saniyenin onda biri ila yüzde biri kadar bir dönüş periyodu vardır. Gözlemlerden, en hızlı dönen pulsarın saniyede kendi ekseni etrafında 700'ün biraz üzerinde devir yaptığı, en yavaş dönen pulsarın ise 23 saniyeden fazla bir sürede bir devrim yaptığı bilinmektedir.
Şimdi böyle bir yıldızın manyetik ekseninin, Dünya'nınki gibi, dönme ekseniyle çakışmadığını hayal edin. Sert radyasyon böyle bir yıldızdan gelen manyetik eksen boyunca dar koniler halinde yoğunlaşacaktır. Ve eğer bu koni, yıldızın dönme periyoduyla Dünya'ya "dokunursa", o zaman bu yıldızı titreşimli bir radyasyon kaynağı olarak göreceğiz. Elimizle döndürülen bir el feneri gibi.
Böyle bir pulsar (nötron yıldızı), 1054 yılında Kardinal Humbert'in Konstantinopolis'i ziyareti sırasında meydana gelen bir süpernova patlamasından sonra oluşmuştur. Bunun sonucunda Katolikler ile Katolikler arasında son bir kopuş yaşandı. Ortodoks kiliseleri. Bu pulsarın kendisi saniyede 30 devir yapar. Ve yaklaşık 5 güneş kütlesi kütlesiyle fırlattığı kabuk şuna benziyor: Yengeç Bulutsusu:
3. Kara delikler (yıldız kütleleri).
Son olarak oldukça büyük yıldızlar (sınıflar) HAKKINDA ve kısmen İÇİNDE) bitirmek hayat yoluüçüncü tür "mumya" - kara delik. Böyle bir nesne, bir yıldız kalıntısının kütlesi o kadar büyük olduğunda ortaya çıkar ki, bu kalıntının derinliklerindeki nötronlarla temas eden basınç (yozlaşmış bir nötron gazının basıncı), yerçekiminin kendi kendine sıkışmasına karşı koyamaz. Gözlemler, nötron yıldızları ile kara delikler arasındaki kütle sınırının ~2,1 güneş kütlesi civarında olduğunu göstermektedir.
Tek bir kara deliğin doğrudan gözlemlenmesi mümkün değildir. Çünkü hiçbir parçacık (varsa) yüzeyinden kaçamaz. Işık parçacığı bile bir fotondur.
4. İkili yıldızlardaki nötron yıldızları ve kara delikler yıldız sistemleri.
Tek nötron yıldızları ve yıldız kütleli kara delikler neredeyse gözlemlenemez. Ancak yakın yıldız sistemlerinde iki veya daha fazla yıldızdan biri olması durumunda bu tür gözlemler mümkün hale gelir. Yerçekimleri sayesinde geriye kalanların dış kabuklarını “emebilirler”. normal yıldızlar onların komşuları.
Bir nötron yıldızının veya kara deliğin etrafındaki bu "emme" ile, birikim diski Maddesi kısmen bir nötron yıldızına veya kara deliğe doğru "kayan" ve kısmen de ondan iki yönde atılan madde jetler. Bu işlem kaydedilebilir. Bunun bir örneği SS433'teki ikili yıldız sistemidir; bunun bir bileşeni ya bir nötron yıldızı ya da bir kara deliktir. İkincisi ise hâlâ sıradan bir yıldız:
5. Kahverengi cüceler.
Kütleleri güneş kütlesinden belirgin şekilde daha az olan ve ~0,08 güneş kütlesine kadar olan yıldızlar M sınıfı kırmızı cücelerdir. Bunlar, Evrenin yaşından daha uzun bir süre boyunca hidrojen-helyum döngüsü üzerinde çalışacaklardır. Kütlesi bu sınırın altında olan nesnelerde çeşitli nedenlerden dolayı uzun süreli sabit bir termonükleer füzyon mümkün değildir. Bu tür yıldızlara kahverengi cüceler denir. Yüzey sıcaklıkları o kadar düşüktür ki optikte neredeyse görünmezler. Ancak kızılötesi aralıkta parlıyorlar. Bu nedenlerin birleşiminden dolayı sıklıkla denir. alt yıldızlar.
Kahverengi cücelerin kütle aralığı 0,012 ile 0,08 güneş kütlesi arasındadır. Kütlesi 0,012 güneş kütlesinden (~12 Jüpiter kütlesi) daha az olan nesneler yalnızca gezegen olabilir. Gaz devleri. Yavaş yerçekimsel kendi kendini sıkıştırma nedeniyle, ana yıldızlarından aldıklarından gözle görülür derecede daha fazla enerji yayarlar. Böylece Jüpiter, tüm aralıkların toplamına göre Güneş'ten aldığı enerjinin yaklaşık iki katı kadar enerji yayar.
Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler çeşitli şekiller yıldız evriminin son aşaması. Genç yıldızlar enerjilerini yıldızın iç kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyonlardan alırlar; Bu reaksiyonlar sırasında hidrojen helyuma dönüşür. Belirli bir oranda hidrojen tüketildikten sonra ortaya çıkan helyum çekirdeği küçülmeye başlar. Daha fazla evrim Bir yıldızın değeri, kütlesine veya daha kesin olarak Chandrasekhar sınırı adı verilen belirli bir kritik değerle nasıl bir ilişki içinde olduğuna bağlıdır. Yıldızın kütlesi bu değerden küçükse, dejenere elektron gazının basıncı, helyum çekirdeğinin sıcaklığı bu değere ulaşmadan sıkışmasını (çökmesini) durdurur. yüksek değer helyumun karbona dönüştüğü termonükleer reaksiyonlar başladığında. Bu arada gelişen yıldızın dış katmanları nispeten hızlı bir şekilde dökülüyor. (Bu şekilde oluştukları varsayılmaktadır. gezegenimsi bulutsular.) Beyaz cüce ve az çok uzatılmış bir hidrojen kabuğuyla çevrelenmiş bir helyum çekirdeğidir.
Daha fazlasına sahip olun büyük yıldızlar helyum çekirdeği, helyum "tükenene" kadar büzülmeye devam eder. Helyumun karbona dönüşmesi sırasında açığa çıkan enerji, çekirdeğin daha fazla çökmesini önler, ancak bu uzun sürmez. Helyum tamamen tüketildikten sonra çekirdeğin sıkıştırılması devam eder. Sıcaklık tekrar yükselir, atom çekirdeğinde depolanan enerji bitene kadar devam eden diğer nükleer reaksiyonlar başlar. Bu noktada yıldızın çekirdeği zaten nükleer “kül” rolünü oynayan saf demirden oluşuyor. Artık hiçbir şey yıldızın daha fazla çökmesini engelleyemez; maddesinin yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğuna ulaşana kadar devam eder. Yıldızın merkez bölgelerindeki maddenin keskin bir şekilde sıkıştırılması, muazzam bir kuvvet patlamasına neden olur ve bunun sonucunda yıldızın dış katmanları muazzam hızlarda birbirinden ayrılır. Gökbilimcilerin süpernova olgusuyla ilişkilendirdiği şey bu patlamalardır.
Çöken bir yıldız kalıntısının kaderi, kütlesine bağlıdır. Kütle yaklaşık 2,5M 0'dan (Güneş'in kütlesi) azsa, nötronların ve protonların "sıfır" hareketinden kaynaklanan basınç, yıldızın daha fazla kütleçekimsel sıkışmasını önleyecek kadar büyüktür. Madde yoğunluğunun atom çekirdeğinin yoğunluğuna eşit olduğu (hatta bu yoğunluğu aştığı) nesnelere nötron yıldızları denir. Özellikleri ilk olarak 30'lu yıllarda R. Oppenheimer ve G. Volkov tarafından incelenmiştir.
Newton'un teorisine göre çöken bir yıldızın yarıçapı sonlu bir sürede sıfıra iner. yerçekimi potansiyeli aynı zamanda süresiz olarak artar. Einstein'ın teorisi farklı bir senaryo çiziyor. Fotonun hızı kara deliğin merkezine yaklaştıkça azalır. sıfıra eşit. Bu, dışarıdan bir gözlemcinin bakış açısından kara deliğe düşen bir fotonun asla kara deliğin merkezine ulaşamayacağı anlamına gelir. Madde parçacıkları fotondan daha hızlı hareket edemediğinden kara deliğin yarıçapı sonsuz bir sürede sınır değerine ulaşacaktır. Dahası, kara deliğin yüzeyinden yayılan fotonlar, çöküş boyunca giderek artan bir kırmızıya kayma yaşar. Dışarıdan bir gözlemcinin bakış açısından, kara deliğin oluştuğu nesne başlangıçta giderek artan bir hızla büzülür; daha sonra yarıçapı giderek daha yavaş bir şekilde azalmaya başlar.
Sahip olmadan iç kaynaklar enerji, nötron yıldızları ve kara delikler hızla soğur. Ve yüzey alanları çok küçük olduğundan yalnızca birkaç on kilometre kare, - bu nesnelerin parlaklığının son derece düşük olması beklenmelidir. Gerçekten mi, termal radyasyon Nötron yıldızlarının veya kara deliklerin yüzeyleri henüz gözlemlenmedi. Ancak bazı nötron yıldızları güçlü kaynaklar termal olmayan radyasyon. bu yaklaşık 1967'de yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell tarafından keşfedilen sözde pulsarlar hakkında Cambridge Üniversitesi. Bell, salınımlı radyo kaynaklarının radyasyonunu incelemek için Anthony Hewish tarafından geliştirilen ekipman kullanılarak kaydedilen radyo sinyallerini inceledi. Kaotik bir şekilde yanıp sönen kaynakların birçok kaydı arasında, yoğunlukları değişse de patlamaların net bir periyodiklikle tekrarlandığını fark etti. Daha ayrıntılı gözlemler, darbelerin tam olarak periyodik doğasını doğruladı ve diğer kayıtları incelerken aynı özelliklere sahip iki kaynak daha keşfedildi. Gözlemler ve teorik analiz pulsarların alışılmadık derecede güçlü manyetik alanlara sahip, hızla dönen nötron yıldızları olduğunu gösteriyor. Radyasyonun titreşimli doğası, dönen bir nötron yıldızının yüzeyindeki (veya yakınındaki) "sıcak noktalardan" çıkan ışın ışınlarından kaynaklanır. Bu radyasyonun ayrıntılı mekanizması bilim adamları için hala bir gizem olmaya devam ediyor.
Yakın yıldızların bir parçası olan birkaç nötron yıldızı keşfedildi. ikili sistemler. Güçlü kaynaklar bunlardır (ve başkası değildir) nötron yıldızları x-ışını radyasyonu. Bir bileşeni dev veya süperdev, diğeri kompakt bir yıldız olan yakın bir ikili hayal edelim. Etkisi altında yerçekimi alanı Kompakt bir yıldızın gazları devin seyrekleşmiş atmosferinden dışarı akabilir: öyle ki gaz akışları yakın ikili sistemlerde, uzun zaman önce yöntemlerle keşfedildi spektral analiz, uygun bir teorik yorum aldı. Eğer ikili sistemdeki kompakt yıldız bir nötron yıldızı veya kara delik ise, sistemin başka bir bileşeninden kaçan gaz molekülleri çok yüksek hızlara kadar hızlandırılabilir. yüksek enerjiler. Moleküller arasındaki çarpışmalar nedeniyle kinetik enerji Kompakt bir yıldızın üzerine düşen gaz, sonunda ısı ve radyasyona dönüşür. Tahminlerin gösterdiği gibi, bu durumda açığa çıkan enerji, bu tip ikili sistemlerden gözlemlenen X-ışını emisyonunun yoğunluğunu tam olarak açıklamaktadır.
Einstein'ın genel görelilik teorisinde kara delikler, onun teorisinde ultra-görelilikçi parçacıklarla aynı yeri işgal eder. özel teori görelilik. Ancak ultra göreceli parçacıkların dünyası - yüksek enerji fiziği - doluysa inanılmaz fenomen kim oynuyor önemli rol V deneysel fizik ve gözlemsel astronomi, kara deliklerle ilgili olaylar hala sadece şaşkınlık yaratıyor. Kara delik fiziği eninde sonunda kozmoloji için önemli sonuçlar verecektir, ancak şimdilik bilimin bu dalı büyük ölçüde teorisyenler için bir oyun alanıdır. Bundan, Einstein'ın yerçekimi teorisinin bize Evren hakkında Newton'un teorisinden daha az bilgi verdiği sonucu çıkmaz mı? teorik olarak ondan önemli ölçüde üstün mü? Hiç de bile! Newton'un teorisinden farklı olarak Einstein'ın teorisi kendi içinde tutarlı bir modelin temelini oluşturur gerçek evren bir bütün olarak bakıldığında, bu teorinin birçok çarpıcı ve test edilebilir öngörüsü olduğu ve son olarak şunları sağladığı söylenebilir: nedensellik serbestçe düşen, dönmeyen referans ve dağıtım çerçeveleri ile kütlenin uzaydaki hareketi arasında.
Kara delik bir nötron yıldızıdır veya daha doğrusu kara delik, nötron yıldızı çeşitlerinden biridir.
Nötron yıldızı gibi kara delik de nötronlardan oluşur. Üstelik bu, nötronların serbest durumda olduğu bir nötron gazı değil, atom çekirdeği yoğunluğuna sahip çok yoğun bir maddedir.
Kara delikler ve nötron yıldızları, yıldızdaki gaz basıncının kütleçekimsel sıkıştırmayı dengeleyememesi sonucu kütleçekimsel çökme sonucu oluşur. Aynı zamanda yıldız çok daralır. küçük boy ve çok yüksek yoğunluk böylece elektronlar protonlara sıkışır ve nötronlar oluşur.
Serbest bir nötronun ortalama ömrünün yaklaşık 15 dakika olduğunu unutmayın (yarı ömür yaklaşık 10 dakikadır). Bu nedenle nötron yıldızları ve kara deliklerdeki nötronlar yalnızca bağlı durum atom çekirdeğinde olduğu gibi. Dolayısıyla nötron yıldızı ve kara delik, içinde proton bulunmayan, makroskobik büyüklükte bir atom çekirdeği gibidir.
Protonların yokluğu, bir kara delik ile bir atom çekirdeğinden gelen bir nötron yıldızı arasındaki farklardan biridir. İkinci fark, sıradan atom çekirdeklerinde nötronların ve protonların nükleer kuvvetler (“güçlü” etkileşim olarak adlandırılan) kullanılarak birbirine “yapıştırılmış” olmasından kaynaklanmaktadır. Nötron yıldızlarında ise nötronlar yer çekimi nedeniyle “birbirine yapıştırılmıştır”.
Gerçek şu ki, nükleer kuvvetlerin nötronları birbirine "yapıştırmak" için protonlara da ihtiyacı var. Yalnızca nötronlardan oluşan çekirdek yoktur. En az bir proton olmalıdır. Ve yerçekimi için, nötronları birbirine "yapıştırmak" için protonlara gerek yoktur.
Yerçekimi ile nükleer kuvvetler arasındaki diğer bir fark, yerçekiminin uzun menzilli bir etkileşim, nükleer kuvvetlerin ise kısa menzilli bir etkileşim olmasıdır. Bu yüzden atom çekirdeği makroskobik boyutta olamaz. Uranyumdan başlayarak tüm elementler periyodik tablo Mendeleev'in, pozitif yüklü protonların birbirini itmesi ve büyük çekirdekleri parçalaması nedeniyle bozunan kararsız çekirdekleri var.
Nötron yıldızları ve kara deliklerin bu sorunu yoktur çünkü öncelikle yerçekimi kuvvetleri uzun menzillidir ve ikincisi, nötron yıldızlarında ve kara deliklerde pozitif yüklü protonlar yoktur.
Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altındaki bir nötron yıldızı ve bir kara delik, tüm nötron yıldızları (ve kara delikler) kendi eksenleri etrafında döndüğü için bir top şekline veya daha doğrusu bir dönme elipsoidine sahiptir. Ve oldukça hızlı bir şekilde, birkaç saniye veya daha kısa dönüş süreleri ile.
Gerçek şu ki, nötron yıldızları ve kara delikler, sıradan yıldızlardan, yerçekiminin etkisi altında güçlü bir şekilde sıkıştırılarak oluşuyor. Bu nedenle torkun korunumu yasasına göre çok hızlı dönmeleri gerekir.
Kara deliklerin ve nötron yıldızlarının yüzeyleri katı mıdır? anlamında değil sağlam toplu olarak maddenin halleri, ancak nötron atmosferi olmadan topun net bir yüzeyi anlamında. Görünüşe göre evet, kara delikler ve nötron yıldızlarının katı bir yüzeyi var. Nötron atmosferi ve nötron sıvısı serbest durumdaki nötronlardır, bu da onların bozunması gerektiği anlamına gelir.
Ancak bu, örneğin atom çekirdeği yoğunluğuna sahip nötronlardan oluşan bir “ürün”ü bir kara deliğin veya bir nötron yıldızının yüzeyine bırakırsak, bunun yıldızın yüzeyinde kalacağı anlamına gelmez. Böyle varsayımsal bir "ürün", hemen bir nötron yıldızının ve bir kara deliğin iç kısmına "emilecektir".
Kara delikler ve nötron yıldızları arasındaki fark
Bir kara deliğin yerçekimi, yüzeyindeki kaçış hızının ışık hızını aşacak şekildedir. Bu nedenle kara deliğin yüzeyinden gelen ışık sonsuza kadar içeri giremez. açık alan. Yerçekimi kuvvetleri ışık ışınını geriye doğru büker.
Kara deliğin yüzeyinde bir ışık kaynağı varsa, bu ışığın fotonları önce yukarı doğru uçar, sonra dönüp kara deliğin yüzeyine geri düşer. Veya bu fotonlar kara deliğin etrafında eliptik bir yörüngede dönmeye başlar.
İkincisi, yüzeyindeki ilk kaçış hızının ışık hızından daha az olduğu bir kara deliğin üzerinde meydana gelir. Bu durumda foton kara deliğin yüzeyinden kaçabilir ancak kara deliğin kalıcı bir arkadaşı haline gelir. Kara delik olmayan diğer tüm nötron yıldızlarının yüzeyinde ise ikinci kaçış hızı ışık hızından daha azdır. Bu nedenle, eğer yüzeyde böyle bir şey varsa nötron deliği
bir ışık kaynağı varsa, bu ışık kaynağından gelen fotonlar böyle bir nötron yıldızının yüzeyini hiperbolik yörüngelerde terk eder. Tüm bu hususların yalnızca görünür ışık için değil, aynı zamanda her türlü elektromanyetik radyasyon için de geçerli olduğu açıktır. Yani kara delikten çıkamamak değil görünür ışık , aynı zamanda radyo dalgaları, kızılötesi ışınlar , ultraviyole, x-ışını ve gama radyasyonu. Bu radyasyonların ve dalgaların fotonlarının yapabileceği maksimum şey, eğer belirli bir kara delik için ışığın hızı ilkinden daha büyükse, bir kara deliğin etrafında dönmeye başlamaktır. kaçış hızı
yıldızın yüzeyinde. Bu tür nötron yıldızlarına “kara delik” denmesinin nedeni budur. Kara delikten hiçbir şey uçmaz ama içeri her şey girebilir. (Kara deliklerin buharlaşması kuantum tünelleme
Burada ele almayacağız.)
Yani aslında orada uzayda bir delik olmadığı açıktır. Tıpkı sıradan bir nötron yıldızının konumunda veya sıradan bir yıldızın konumunda uzayda delik olmaması gibi. Uzaydaki delikler yalnızca bilim kurgu yazarlarının kitaplarında, popüler bilim yayınlarında ve televizyon programlarında mevcuttur. Yayınların ve televizyon programlarının, tiraj ve reyting maliyetlerini finansal olarak karşılaması gerekiyor. Bu nedenle bilim ve teknolojinin bugünkü gelişimiyle doğrulanamayan ancak bazı matematiksel modellerde ortaya çıkabilen gerçeklerle okuyucularını ve televizyon izleyicilerini duygusal olarak şaşırtmak zorundalar. (Sıradan halk genellikle bundan habersizdir matematiksel modeller
Eğer bir kara deliğin yüzeyinde durabilseydik, yukarıya baktığımızda yıldızlı gökyüzü yerine yarı saydam bir ayna görürdük. Yani orada hem çevredeki alanı (çünkü kara delik kendisine gönderilen tüm radyasyonu alır) hem de yerçekimini yenemeden bize geri dönen ışığı görürüz. Işığın bu geri dönüşü bir ayna etkisine sahiptir.
Bir kara deliğin yüzeyindeki tam olarak aynı yarı saydam "ayna", diğer elektromanyetik radyasyon türleri (radyo dalgaları, X-ışınları, ultraviyole vb.) için de oluşur.
Uzayda pek çok şaşırtıcı şey oluyor; bunun sonucunda yeni yıldızlar ortaya çıkıyor, eskileri kayboluyor ve kara delikler oluşuyor. Muhteşemlerden biri ve gizemli olaylar Yıldızların evrimini sona erdiren yerçekimsel çöküş meydana gelir.
Yıldız evrimi, bir yıldızın ömrü boyunca (milyonlarca veya milyarlarca yıl) geçirdiği değişimlerin döngüsüdür. İçindeki hidrojen tükenip helyuma dönüştüğünde, bir helyum çekirdeği oluşur ve kendisi de kırmızı bir deve dönüşmeye başlar - yüksek parlaklığa sahip geç spektral sınıflardan bir yıldız. Kütleleri Güneş'in kütlesinin 70 katı olabilir. Çok parlak süperdevlere hiperdevler denir. Yüksek parlaklıklarının yanı sıra ömürleri de kısadır.
Çöküşün özü
Bu fenomen dikkate alınır bitiş noktası Ağırlığı üç güneş kütlesinden (Güneş'in ağırlığı) fazla olan yıldızların evrimi. Bu miktar astronomi ve fizikte diğer kozmik cisimlerin ağırlığını belirlemek için kullanılır. Yerçekimi kuvvetleri devasa kozmik cisimlerin çökmesine neden olduğunda çöküş meydana gelir büyük kütleçok çabuk küçülür.
Üç güneş kütlesinden daha ağır olan yıldızlar, uzun süreli termonükleer reaksiyonlar için yeterli malzemeyi içerir. Madde bittiğinde durur ve termonükleer reaksiyon ve yıldızlar mekanik olarak kararlı olmaktan çıkar. Bu, süpersonik hızda merkeze doğru sıkışmaya başlamalarına yol açar.
Nötron yıldızları
Yıldızlar büzüldüğünde bu iç baskı yaratır. Eğer kütleçekimsel sıkıştırmayı durdurmaya yetecek kuvvette büyürse, o zaman bir nötron yıldızı ortaya çıkar.
Bu kozmik vücut basit bir yapıya sahiptir. Bir yıldız, bir kabukla kaplı bir çekirdekten oluşur ve bu da elektronlardan ve atom çekirdeklerinden oluşur. Yaklaşık 1 km kalınlığındadır ve uzayda bulunan diğer cisimlere göre nispeten incedir.
Nötron yıldızlarının ağırlığı Güneş'in ağırlığına eşittir. Aralarındaki fark, yarıçaplarının küçük olmasıdır - 20 km'den fazla değildir. İçlerinde atom çekirdekleri birbirleriyle etkileşime girerek nükleer maddeyi oluşturur. Nötron yıldızının daha fazla büzülmesini engelleyen şey, yan tarafındaki basınçtır. Bu yıldız türü çok yüksek bir dönüş hızına sahiptir. Bir saniyede yüzlerce devrim yapabilecek kapasitededirler. Doğum süreci, bir yıldızın yerçekimsel çöküşü sırasında meydana gelen bir süpernova patlamasıyla başlar.
Süpernova
Süpernova patlaması bir fenomendir ani değişim yıldızın parlaklığı. Daha sonra yıldız yavaş yavaş solmaya başlar. Yerçekimi çöküşünün son aşaması bu şekilde sona eriyor. Tüm felakete tahliye eşlik ediyor büyük miktar enerji.
Dünya sakinlerinin bu fenomeni ancak olaydan sonra görebildiklerini belirtmekte fayda var. Işık, salgın meydana geldikten çok sonra gezegenimize ulaşıyor. Bu durum süpernovaların doğasını belirlemede zorluklara neden olmuştur.
Nötron yıldızı soğutma
Nötron yıldızının oluşumuyla sonuçlanan yerçekimsel daralmanın sona ermesinden sonra sıcaklığı çok yüksektir (Güneş'in sıcaklığından çok daha yüksektir). Nötrinoların soğuması nedeniyle yıldız soğuyor.
Birkaç dakika içinde sıcaklıkları 100 kat düşebilir. Önümüzdeki yüz yıl içinde - 10 kez daha. Azaldıktan sonra soğutma işlemi önemli ölçüde yavaşlar.
Oppenheimer-Volkoff sınırı
Bir yandan bu gösterge, yerçekiminin nötron gazıyla dengelendiği bir nötron yıldızının mümkün olan maksimum ağırlığını yansıtıyor. Bu, yerçekimsel çöküşün bir kara deliğe dönüşmesini önler. Öte yandan Oppenheimer-Volkoff sınırı olarak adlandırılan sınır aynı zamanda yıldız evrimi sırasında oluşan bir kara deliğin ağırlığının alt eşiğidir.
Bir takım yanlışlıklar nedeniyle belirlenmesi zordur. kesin değer bu parametre. Ancak 2,5 ila 3 güneş kütlesi aralığında olduğu tahmin ediliyor. Açık şu anda bilim insanları en ağır nötron yıldızının J0348+0432 olduğunu söylüyor. Ağırlığı iki güneş kütlesinden fazladır. En hafif kara delik 5-10 güneş kütlesi ağırlığındadır. Astrofizikçiler bu verilerin deneysel olduğunu ve yalnızca şu anda bilinen nötron yıldızları ve kara deliklerle ilgili olduğunu ve daha büyük kütleli kara deliklerin var olma ihtimalini öne sürdüğünü söylüyor.
Kara delikler
Kara delik uzayda bulunan en şaşırtıcı olaylardan biridir. Uzay-zamanın bulunduğu bölgeyi temsil eder. yerçekimi çekimi hiçbir nesnenin içinden kaçmasına izin vermez. Işık hızında hareket edebilen cisimler bile (ışığın kuantumu dahil) onu terk edemez. 1967'den önce kara deliklere "donmuş yıldızlar", "çökmüş yıldızlar" ve "çökmüş yıldızlar" deniyordu.
Kara deliğin tam tersi vardır. Buna beyaz delik denir. Bildiğiniz gibi kara delikten çıkmak imkansızdır. Beyazlara gelince, onlara nüfuz edilemez.
Yerçekimi çökmesine ek olarak, kara deliğin oluşumu galaksinin merkezindeki veya protogalaktik gözdeki bir çökmeden kaynaklanabilir. Tıpkı gezegenimiz gibi kara deliklerin de Büyük Patlama sonucunda ortaya çıktığına dair bir teori de mevcut. Bilim adamları onları birincil olarak adlandırıyor.
Astrofizikçilere göre süper kütleli nesnelerin yerçekimsel çöküşü nedeniyle oluşan Galaksimizde bir kara delik var. Bilim insanları bu tür deliklerin birçok galaksinin çekirdeğini oluşturduğunu söylüyor.
Amerika Birleşik Devletleri'ndeki gökbilimciler, büyük kara deliklerin boyutunun önemli ölçüde küçümsenebileceğini öne sürüyor. Varsayımlar, gezegenimizden 50 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan M87 galaksisinde yıldızların hareket hızına ulaşabilmesi için, M87 galaksisinin merkezindeki kara deliğin kütlesinin en az 6,5 olması gerektiği gerçeğine dayanmaktadır. milyar güneş kütlesi. Şu anda genel olarak en büyük kara deliğin ağırlığının 3 milyar güneş kütlesi, yani bunun yarısından fazlası olduğu kabul ediliyor.
Kara delik sentezi
Bu nesnelerin nükleer reaksiyonların bir sonucu olarak ortaya çıkabileceğine dair bir teori var. Bilim adamlarının verdiği Bunlara kuantum karası hediyeler denir. Onların minimum çap 10 -18 m, en küçük kütlesi ise 10 -5 gr.
Büyük Hadron Çarpıştırıcısı mikroskobik kara delikleri sentezlemek için inşa edildi. Onun yardımıyla sadece bir kara deliği sentezlemenin değil, aynı zamanda simüle etmenin de mümkün olacağı varsayıldı. Büyük patlama bir kümenin oluşum sürecini yeniden yaratmayı mümkün kılacak uzay nesneleri Dünya gezegeni de dahil. Ancak deney başarısız oldu çünkü kara delik oluşturmaya yetecek kadar enerji yoktu.