5.4.1. تشکیل ستاره: فشرده سازی گرانشی، تکه تکه شدن ابر گازی، فروپاشی گرانشی

ستاره ها در سحابی های گاز و غبار در نتیجه فرآیندهای فیزیکی پیچیده متولد می شوند و در طول "زندگی" خود چندین مرحله از تکامل را پشت سر می گذارند: شکل گیری ستاره، فاز ستاره عادی، مرحله غول سرخ، تبدیل به یک ستاره "مرده" ( کوتوله سفید، ستاره نوترونی، سیاهچاله) یا ابرنواختر انفجاری.

تشکیل ستاره فرآیند تبدیل ابرهای گاز کمیاب به توپ های متراکم خود نورانی گاز - ستاره است. تشکیل ستاره شامل فشرده سازی تدریجی تحت تأثیر نیروی گرانشی خود حجم معینی از گاز بین ستاره ای به دماها و چگالی های کافی برای وقوع واکنش های گرما هسته ای در مرکز توده حاصل و توقف فشرده سازی بیشتر است.

فرآیند تشکیل ستاره را می توان به چند مرحله تقسیم کرد: فشرده سازی گرانشی، تکه تکه شدن ابر گازی و فروپاشی گرانشی.

یک ابر همگن و نسبتاً گسترده از گاز بین ستاره‌ای در ابتدا به دلیل ناپایداری گرانشی به قطعات تقسیم می‌شود. ستاره شناس انگلیسی جیمز جین نشان داد که یک محیط همگن نامتناهی ناپایدار است و فشرده سازی که در مقیاس به اندازه کافی بزرگ آغاز شد، به دلیل گرانش ادامه خواهد داشت.

حداقل اندازه بحرانی منطقه که از آن خود به خود شروع می شود فشرده سازی گرانشی، طول موج جین نامیده می شود. ابر تحت تأثیر گرانش خود شروع به فشرده شدن می کند، مشروط بر اینکه کل انرژی آن منفی باشد. انرژی کل شامل انرژی برهمکنش منفی تمام ذرات تشکیل دهنده ابر و انرژی حرارتی مثبت این ذرات است. بنابراین، از معیار جین

E full = E grav + E گرما
می‌توانیم عباراتی را برای طول موج جین (بر حسب pc) و مقدار بحرانی مربوط به جرم ماده (در ℳ ☉) بدست آوریم:

λ J = 10 (T/n) ½

ℳ J = 40 (T 3 /n) ½،

جایی که T ~ 10 - 30 K، n ~ 10 2 سانتی متر -3.

بنابراین، معلوم می شود که فقط مناطقی با جرم بیش از 1000 ☉ می توانند فشرده شوند (جمع شوند). با این حال، هیچ ستاره ای ثابت با چنین جرمی وجود ندارد، زیرا به محض شروع فشرده سازی گرانشی، فشار و غلظت ذرات افزایش می یابد، اما دما تقریباً بدون تغییر باقی می ماند. محیط کمیاب و شفاف انرژی گرانشی را به شکل تابش مادون قرمز روشن می کند. فشرده سازی همدما منجر به کاهش طول موج جین می شود، یعنی. به ظهور ناپایداری گرانشی در مقیاس های کوچکتر در خود ابر منقبض - رخ می دهد تکه تکه شدن ابر گاز و غبار.

بنابراین، روشن می شود که چرا ستارگان عمدتاً به صورت گروهی و به شکل خوشه های ستاره ای به وجود می آیند. تعداد ستارگان در خوشه ها معمولاً در حدود 1000 است که با این تخمین مطابقت دارد، با این فرض که ستارگانی با جرم نزدیک به خورشید در نهایت تشکیل می شوند. علاوه بر این، روشن می شود که چرا توده های ستارگان در محدوده های نسبتاً باریکی قرار دارند.

یک نمونه معمولی از یک سحابی گاز و غبار که در آن امکان تشکیل ستاره در آینده وجود دارد، سحابی سر اسب است، یک سحابی تاریک در صورت فلکی شکارچی. این سحابی تقریباً 3.5 سال نوری قطر دارد و بخشی از ابر شکارچی است، مجموعه عظیم ستاره‌زایی غبار گازی که در فاصله 1500 سال نوری از ما احاطه شده است. سال سحابی شکارچی

سحابی سر اسب یکی از معروف ترین سحابی ها است که به صورت یک نقطه تیره به شکل سر اسب در مقابل درخشش قرمز قابل مشاهده است که به یونیزه شدن گاز هیدروژن در پشت سحابی توسط تابش از ستاره درخشان ζ Orionis در نزدیکی آن نسبت داده می شود. پس زمینه تاریک سحابی عمدتاً به دلیل جذب نور توسط لایه متراکم غبار ایجاد می شود.

گلوبول هاسحابی‌های کوچکی از گاز و غبار تاریک و متراکم جدا شده هستند که در آن‌ها فرآیند فشرده‌سازی گرانشی ممکن است یا قبلاً آغاز شده است. این کروی با مرزهای مشخص و چگالی بیشتر ماده تشکیل دهنده آن از سایر سحابی های تاریک متمایز می شود، به همین دلیل است که کروی تقریباً مات است. جرم گلبول ها در محدوده 1 تا 100 جرم خورشیدی است، در حالی که غلظت ماده 10 4-10 6 سانتی متر-3 تخمین زده می شود، اندازه گلبول ها حدود 1 عدد است.

در یک ابر گازی همگن کروی متقارن، به اصطلاح همولوگ فروپاشی گرانشی، زمانی که تمام لایه های ابر به طور همزمان به سمت مرکز آن فشرده می شوند. با این حال، به دلیل گرادیان فشار، لایه‌های بیرونی از لایه‌های داخلی عقب می‌مانند، که پس از مدت زمان مشخصی یک هسته داخلی متراکم با جرم حدود 0.01ℳ ☉ تشکیل می‌دهند. لایه های بیرونی، که یک پوسته گسترده را تشکیل می دهند، همچنان بر روی هسته فرو می روند و جرم آن را افزایش می دهند. این مرحله را مرحله تجمع ماده توسط هسته نیز می نامند. با افزایش جرم، درخشندگی هسته به سرعت افزایش می یابد.

Protostar

هسته که در تعادل هیدرواستاتیکی است، به آرامی منقبض می شود و تا شروع واکنش های گرما هسته ای گرم می شود. انرژی آزاد شده در واکنش های گرما هسته ای، ماده هسته را گرم می کند، فشار افزایش می یابد و فشرده سازی هسته متوقف می شود. ستاره حاصل تکامل آرامی را در مرحله Main Sequence آغاز می کند.

همانطور که هسته یک پیش ستاره منقبض می شود، سرعت چرخش آن در نهایت افزایش می یابد، لحظه ای فرا می رسد که فشرده سازی در استوا متوقف می شود. اما در حضور میدان مغناطیسی خارج شده از هسته به داخل پوسته، تکانه زاویه ای هسته را می توان از طریق میدان مغناطیسی به پوسته منتقل کرد که به این دلیل فشرده سازی هسته متوقف نمی شود. در این حالت پوسته در اثر چرخش به شکل دیسک در می آید. اگر ابر گاز با سرعت کافی بچرخد، هسته تشکیل نمی شود و تمام مواد در دیسک جمع می شوند. دیسک می تواند به دو یا چند قسمت تقسیم شود که متعاقباً از آن ستاره های دوتایی یا چندگانه تشکیل می شود.

5.4.2. ستاره های پیله

اگر جرم اولیه قطعه به اندازه کافی بزرگ باشد، تبدیل به یک ستاره می تواند قبل از پایان مرحله برافزایش رخ دهد. در این حالت، هسته جرم کافی برای شروع واکنش های گرما هسته ای به دست می آورد، اگرچه بخش قابل توجهی از ماده هنوز در پوسته است. تشعشع افزایش یافته از ستاره (فشار نور) افزایش بیشتر را متوقف می کند و یک پوسته متراکم - یک پیله - در اطراف ستاره باقی می ماند. ستارگان پیله تابش داغ از پیش ستاره درون خود را به تشعشعات مادون قرمز قدرتمند پردازش می کنند.

نمونه ای از ستاره پیله ای، جسم بکلین-نویگباور در سحابی شکارچی است. این در مرکز یک خوشه فشرده و بسیار متراکم از پیش ستاره ها قرار دارد. از این میان، این پرجرم ترین است: ستاره درون پیله جرمی در حدود هشت جرم خورشیدی دارد. درخشندگی آن نزدیک به 2 هزار خورشیدی است و دمای تابش پیله در حدود 600 کلوین است.

اکنون بیش از 250 شی از این نوع شناخته شده است. دمای پیله های غبار آنها 300-600 کلوین است. برخی از آنها تقریباً پیله ها را با تشعشعات خود نابود کرده اند: مشاهدات نشان می دهد که ماده آنها با سرعت 10-15 کیلومتر بر ثانیه در حال انبساط است.

5.4.3. ستارگان متغیر فوران

ویژگی‌های ستارگان T Tauri (TTS)، یا ستارگان متغیر فوران، بازتابی از فرآیندهای غیر ثابت گذرا هستند که در مرحله فشرده‌سازی ستاره تا مرحله توالی اصلی رخ می‌دهند. TTS ستارگان متغیر جوان با جرم هستند

ستاره تی توری

ستاره‌های T Tauri به‌عنوان یک کلاس جداگانه از اجرام اخترفیزیکی بر اساس طیف‌های گسیلی مشخصه‌شان شناسایی می‌شوند که یادآور طیف کروموسفر خورشیدی است. طیف چنین ستارگانی حاوی خطوط لیتیومی است. از آنجایی که این عنصر در دمای نسبتاً پایین (1 تا 2 میلیون کلوین) می سوزد، می توان فرض کرد که واکنش های گرما هسته ای هنوز در ستارگان T Tauri آغاز نشده است، زیرا دمای هسته آنها به اندازه کافی بالا نیست. تغییرپذیری چنین ستاره ای خود را به شکل شعله های مکرر نشان می دهد که می توان آن را با انواع مختلف بیرون ریختن ماده - فوران توضیح داد. در نمودار هرتسسپرونگ-راسل، ستارگان T Tauri در سمت راست بالای دنباله اصلی، معمولاً در ناحیه طیفی متأخر G-M قرار دارند.

ستارگان T Tauri اغلب به صورت گروهی، به ویژه در سحابی های بزرگ گاز و غبار یافت می شوند. سحابی های درخشان کوچک نیز مستقیماً در اطراف خود این ستارگان مشاهده می شوند که نشان دهنده وجود پوشش های گازی گسترده در آنها است. حرکت ماده در این پوسته‌ها که با فرآیند فشردگی گرانشی ستاره همراه است، ظاهراً دلیل تغییرپذیری آشفته آن است. بدین ترتیب ستاره‌های T Tauri جوان‌ترین شکل‌هایی هستند که می‌توان آن‌ها را ستاره در نظر گرفت.

علاوه بر متغیرهای T Tauri، مرسوم است که ستارگان شعله ور از نوع UV Ceti و فوئوراها (ستاره های نوع FU Orionis) که در مراحل پایانی فشردگی گرانشی هستند، متمایز می شوند.

5.4.4. مرحله سکانس اصلی

ستاره ای که با آزاد کردن انرژی هسته ای تابش می کند، با تغییر ترکیب شیمیایی آن به آرامی تکامل می یابد. این ستاره بیشترین زمان (بیش از 90 درصد از عمر خود) را در مرحله ای سپری می کند که هیدروژن در ناحیه مرکزی خود می سوزد. این مرحله در نمودار هرتزسپرونگ-راسل دنباله اصلی نامیده می شود.

زمان ماندن در توالی اصلی به سرعت واکنش های گرما هسته ای و سرعت واکنش ها به دما بستگی دارد. هر چه جرم یک ستاره بیشتر باشد، دمای درون آن باید بیشتر باشد تا فشار گاز بتواند وزن لایه های پوشاننده را متعادل کند. بنابراین، واکنش‌های هسته‌ای در ستارگان پرجرم‌تر سریع‌تر انجام می‌شود و زمان صرف شده در دنباله اصلی برای آنها کوتاه‌تر است، زیرا انرژی سریع‌تر مصرف می‌شود.

در ابتدای مرحله Main Sequence، ستاره از نظر ترکیب شیمیایی همگن است. متعاقباً در تمام مرحله دنباله اصلی، در نتیجه سوزاندن هیدروژن در نواحی مرکزی و تشکیل هلیوم، ناهمگنی به وجود می‌آید، به ویژه هنگامی که به مرکز ستاره نزدیک می‌شود. محتوای هلیوم در مرکز ستاره سریع‌ترین رشد را دارد. هنگامی که هیدروژن در مرکز کاملاً می سوزد، ستاره از دنباله اصلی دور می شود و به ناحیه غول ها یا در جرم های زیاد ابرغول ها می رود.

با ترسیم قیاس با آنچه در مورد خورشید شناخته شده است، می توان ایده ای از شرایط فیزیکی در فضای داخلی ستارگان به دست آورد. اگر معادلاتی را که وضعیت یک گاز ایده آل را برای ماده یک ستاره توصیف می کند اعمال کنیم، در نهایت به این نتیجه می رسیم که دمای T 0 در مرکز ستاره با جرم ستاره ℳ نسبت مستقیم و با شعاع R آن نسبت معکوس دارد:

در جایی که K یک ضریب تناسب مشخص است، که می‌توان آن را با این فرض تعیین کرد که با R = R ☉ و ℳ = ℳ ☉، T 0 باید نزدیک به دمای مرکز خورشید 1.5 × 10 7 K باشد. با استفاده از روابط تقریبی L bol ≈ R 5.2 و L bol ≈ ℳ 3.9، به دست می آوریم:

T 0 = 1.5 × 10 7 R 1/3.

محاسبات دقیق تر نشان می دهد که این فرمول نتایج رضایت بخشی را برای همه ستاره های دنباله اصلی به دست می دهد.

از آنجایی که با بالا رفتن دنباله اصلی به سمت ستاره های آبی تر، شعاع و جرم آنها افزایش می یابد، دمای مرکز ستاره ها نیز افزایش می یابد (برای کلاس B0 T 0 ≈ 3 × 10 7 K، و برای K0 - T 0 ≈ 1 × 10 7 K).

ماهیت واکنش های هسته ای در داخل یک ستاره و همچنین سرعت آزاد شدن انرژی، به شدت به دما بستگی دارد. شرایط درونی ستارگان کلاس های G، K، M (از جمله خورشید) به گونه ای است که آزاد شدن انرژی هسته ای عمدتاً در نتیجه واکنش پروتون-پروتون رخ می دهد (به بخش مراجعه کنید). 3.10.1 ). قدرت آزادسازی انرژی برای این نوع واکنش E ~ T 4 است. مدت طولانی مرحله فرسودگی هیدروژن با احتمال بسیار کم واکنش اصلی چرخه پروتون-پروتون همراه است. در اینجا لازم به ذکر است که ضخامت ناحیه همرفتی بیرونی به دمای موثر لایه های بیرونی (فوتوسفر) ستاره و به ترکیب شیمیایی ماده آن بستگی دارد. در Teff ≤ 8000 K، هرچه دمای موثر ستاره کمتر باشد، ناحیه همرفتی بیرونی توسعه یافته‌تر است، زیرا سطح "سرد" آن قادر به انتقال تمام انرژی از داخل نیست و این نیاز به یک فرآیند مکانیکی (همرفت) دارد. برای مثال، یک ستاره کلاس M تقریباً به طور کامل از یک منطقه همرفتی تشکیل شده است. از سوی دیگر، محاسبات نشان می دهد که در Teff > 8000 K، یک ناحیه همرفتی سطحی نباید در ستاره ایجاد شود، زیرا خروجی انرژی تنها به دلیل تابش آن تضمین می شود.

بر خلاف ستارگان انواع طیفی بعدی، ستارگان در قسمت بالایی دنباله اصلی جرمی بزرگتر از خورشید دارند. در نتیجه، دما در اعماق آنها بیشتر است و آزاد شدن انرژی گرما هسته ای از طریق چرخه کربن اتفاق می افتد (به بخش مراجعه کنید. 3.10.2 ). چنین واکنشی می تواند در دمای مرکز T 0 ≥ 1.6 × 10 7 K غالب باشد. به دلیل دمای بالای داخلی، درخشندگی چنین ستارگانی نیز از خورشید بیشتر است و بنابراین باید سریعتر تکامل یابند. .

آزاد شدن انرژی در طول چرخه کربن E ~ T 20، یعنی. خیلی سریع اتفاق می افتد و تابش (از طریق به اصطلاح انتقال تابشی) قادر به حذف تمام انرژی آزاد شده از درون ستاره نیست. بنابراین، یک فرآیند مکانیکی (همرفت) برای حذف انرژی فعال می شود و یک منطقه همرفتی مرکزی در داخل چنین ستاره ای ظاهر می شود. به عنوان مثال، ستاره ای با جرم 10ℳ ☉ باید دارای ناحیه همرفتی داخلی با شعاع حدود ¼ شعاع کل ستاره باشد، در حالی که چگالی مرکز چنین ستاره ای حدود 40 برابر خورشید است.

ویژگی متمایز زیرکوتوله ها محتوای کم عناصر یا فلزات سنگین آنهاست (در نجوم، این اصطلاح اغلب به تمام عناصر شیمیایی سنگین تر از هلیوم اشاره دارد). از این نتیجه می‌شود که کوتوله‌ها عمدتاً ستارگان قدیمی هستند که از ماده‌ای تشکیل شده‌اند که هنوز در اعماق ستاره‌های دیگر نبوده است. آنها ظاهراً در مراحل اولیه تکامل کهکشان ظاهر شدند. از آنجایی که شفافیت ماده یک ستاره بیشتر است، هر چه تعداد چنین عناصر سنگین کمتر باشد، کوتوله‌های فرعی با شفافیت بیشتر در مقایسه با ستاره‌های دیگر متمایز می‌شوند، که نیازی به ظهور ناحیه همرفتی سطحی ندارد.

5.4.5. فاز غول سرخ

یک ستاره تا زمانی که هیدروژن در هسته مرکزی آن بسوزد در دنباله اصلی باقی می ماند. تبدیل تدریجی هیدروژن به هلیوم در هسته ستاره منجر به افزایش وزن مولکولی ماده آن می شود که به معنای کاهش فشار و سپس فشرده شدن هسته، افزایش دمای آن و در نتیجه افزایش دمای آن است. درخشندگی کل ستاره شعاع کلی ستاره نیز افزایش می یابد و دمای موثر کاهش می یابد.

علاوه بر این، هنگامی که قسمت مرکزی ستاره از هیدروژن تمام می شود، برای مدت کوتاهی فشرده سازی گرانشی را تجربه می کند. دما، فشار در هسته ستاره و درخشندگی آن افزایش می یابد. در این شرایط، هلیوم هنوز نمی تواند وارد همجوشی گرما هسته ای شود، اما این کافی است تا هیدروژن موجود در لایه نازکی که هسته هلیوم ستاره را احاطه کرده است، وارد چنین واکنشی شود. هنگامی که این اتفاق می افتد، اندازه کلی ستاره به شدت افزایش می یابد و دمای موثر کاهش می یابد. در نتیجه، یک ناحیه همرفتی غول پیکر در نزدیکی ستاره ظاهر می شود (اندازه تقریباً 90٪ شعاع). ستاره در حال ورود به مرحله به اصطلاح غول سرخ است.

خورشید ما نیز منتظر انتقال به مرحله غول سرخ است. این زمانی اتفاق می افتد که خورشید، طبق تخمین های مختلف، از 9 تا 13 میلیارد سال سن داشته باشد. اکنون او حدود 4.7 میلیارد سال سن دارد. هیدروژن در مرکز 35٪ است (در ابتدای تکامل حدود 73٪ بود).

درخشندگی خورشید در 1.1 میلیارد سال آینده 10 درصد و در 3.5 میلیارد سال آینده 40 درصد دیگر افزایش خواهد یافت. بر اساس برخی مدل‌های اقلیمی، افزایش میزان تابش خورشیدی که بر سطح زمین می‌افتد، پیامدهای فاجعه‌باری از جمله احتمال تبخیر کامل تمام اقیانوس‌ها را به دنبال خواهد داشت. در این نقطه، قطر خورشید به اندازه تقریباً 99٪ از فاصله فعلی تا مدار زمین (1 AU) افزایش می یابد. با این حال، در آن زمان ممکن است مدار زمین به 1.7 واحد نجومی افزایش یابد. یعنی از آنجایی که جاذبه خورشید به دلیل کاهش جرم آن ضعیف می شود. و اگرچه زمین (شاید) بتواند از جذب شدن توسط پوسته های بیرونی خورشید جلوگیری کند، اکثر موجودات زنده (اگر نه همه) در نتیجه نزدیکی فاجعه بار به ستاره ناپدید می شوند.

مرحله غول سرخ، زمانی که هیدروژن در لایه اطراف هسته می سوزد، برای خورشید حدود 500 میلیون سال طول می کشد. به دنبال آن یک مرحله سریع (حدود 50 میلیون سال) از احتراق هلیوم و عناصر سنگین تر در هسته و لایه اطراف، همراه با بیرون راندن پوشش، خورشید به یک کوتوله سفید به آرامی سرد می شود.

هسته هلیوم یک غول سرخ همدما است زیرا هیچ منبع انرژی ندارد. در ℳ > 2.5 ☉ آنقدر داغ است که گاز ایده آل بماند. متعاقبا، این واقعیت به ورود سریعتر هلیوم به همجوشی گرما هسته ای کمک می کند. برعکس، در ℳ
با سوختن هیدروژن در لایه، جرم هسته افزایش می‌یابد، و منطقه واکنش‌های هسته‌ای خود به لایه‌های بیرونی بیشتر و بیشتر منتقل می‌شود، اما به یک حد معین، در حالی که شرایط برای همجوشی گرما هسته‌ای باقی می‌ماند. در ℳ = 1.3 ☉ هسته هلیوم 1/4 جرم کل ستاره را با اندازه 1/1000 شعاع آن و چگالی در مرکز ρ ≈ 350 کیلوگرم بر سانتی متر مکعب را تشکیل می دهد.

پس از سوختن هیدروژن، هسته هلیم منقبض می شود و شرایطی برای ورود هلیوم به فرآیند α سه گانه ایجاد می شود (به بخش مراجعه کنید. 3.10.3 ). برای کارایی این فرآیند، لازم است که دما T ≥ 10 8 K و چگالی ρ > 1-10 kg/cm 3 باشد. واکنش احتراق هلیوم در نهایت انرژی خروجی 7.3 مگا ولت تولید می کند. از آنجایی که آزاد شدن انرژی در این مورد بسیار سریع اتفاق می افتد (E ~ T 30)، گاهی اوقات دارای ویژگی انفجار با انبساط شدید پوسته های ستاره و از دست دادن جرم احتمالی است که پس از آن درخشندگی به شدت کاهش می یابد، هلیوم. دوباره هسته منقبض می شود و غیره این پدیده فلاش هلیوم نامیده می شود. علاوه بر واکنش نشان‌داده‌شده تشکیل کربن از هلیم، واکنش‌های دیگری نیز ممکن است که به دماهای بالاتر و بالاتری نیاز دارند (T > 1.5 × 10 8 K): 12 C + 4 He → 16 O + γ، 16 O + 4 He → 20 Ne + γ، 20 Ne + 4 He → 24 Mg + γ.

پس از احتراق هلیوم در هسته یک ستاره، پوسته همرفتی بیرونی آن ناپدید می شود، اما همرفت در خود هسته ایجاد می شود. در طول این دوره، در نمودار هرتسسپرونگ-راسل، ستاره دوباره به سمت دنباله اصلی حرکت می کند. این تا زمانی ادامه می یابد که ذخایر هلیوم در هسته تمام شود. علاوه بر این، ستاره دوباره دارای یک منطقه همرفتی بیرونی گسترده است. هلیوم، مانند هیدروژن، شروع به سوختن در یک لایه نازک در اطراف هسته کربن (اگر ℳ 40ℳ ☉) می کند. در این دوره ستاره به منطقه غول ها و ابرغول ها باز می گردد.

پس از این، در پرجرم ترین ستارگان، در نتیجه فشردگی گرانشی و دستیابی به شرایط لازم (T > 10 9 K)، احتراق حرارتی کربن در هسته (12 C + 12 C) با تشکیل Ne آغاز می شود. Na, Mg. سپس، به طور مشابه، نوبت به واکنش هایی می رسد که شامل هسته های سنگین تر است: Ne، O، Si. هسته های عناصر شیمیایی تا Fe، Co، Ni، Mn، Cr تشکیل می شوند. این به دما و چگالی فزاینده‌ای در مرکز نیاز دارد: T > 3 × 10 9 K و ρ ≈ 10 5-10 9 g/cm3. در نتیجه ستاره ساختار بسیار پیچیده ای پیدا می کند و پرجرم ترین ستارگان یک هسته آهنی ایجاد می کنند. لازم به ذکر است که در نتیجه جدا شدن ذرات α با کمک کوانتوم های γ پر انرژی و جذب بعدی آنها توسط هسته عناصر شیمیایی، هسته هایی سنگین تر از آهن و نیکل ایجاد می شود.

5.4.6. قیفاووس

یکی از ویژگی های مهم فرآیندهای تکاملی توصیف شده این واقعیت است که ستاره در نمودار طیف-درخشندگی حداقل یک بار از ناحیه مشخص شده به عنوان یک نوار ناپایداری عبور می کند. انواع بسیاری از ستارگان در این باند قرار می گیرند که در این مورد متغیر نامیده می شوند و خاصیت مشترک آنها ضربان است، یعنی تغییرات دوره ای در شعاع، دمای موثر و درخشندگی. واضح ترین توضیح برای این اثر برای قیفاووس ها - ستارگان متغیر فیزیکی، که نماینده مشخصه آن δ Cephei است، ارائه شد.

نقش اصلی در این فرآیند توسط هلیوم نیمه یونیزه مضاعف ایفا می شود که به عنوان یک دریچه در لایه های بیرونی ستاره عمل می کند. هلیوم یونیزه منفرد باعث افزایش کدورت نسبت به تابش شده است، در حالی که هلیوم یونیزه شده دو برابر شفاف تر است. فشرده سازی تصادفی لایه بیرونی هلیوم یونیزه منجر به افزایش کدورت، جذب تابش، گرم شدن پوسته بیرونی و کل ستاره، یونیزه شدن هلیوم، افزایش فشار و در نتیجه انبساط لایه و افزایش می شود. در شعاع ستاره این به نوبه خود تیرگی لایه را کاهش می دهد، ستاره در اثر تابش شروع به از دست دادن انرژی می کند (درخشندگی آن افزایش می یابد) و سرد می شود. لایه هلیوم دوباره منقبض می شود و همه چیز از ابتدا تکرار می شود.

در تعیین فواصل تا اجسام دور، رابطه کشف شده بین درخشندگی (متوسط ​​قدر مطلق) و دوره تپش قیفاووسی بسیار مهم است که با دقت 0±m.3، در این مرحله از تحقیق به این صورت است:

M = -(1.01 + 2.87lgP) = -2.5lg (L/L ☉) + 4 m 0.8،

جایی که P دوره نبض قیفاووسی است که بر حسب روز بیان می شود.

5.4.7. مسیرهای احتمالی تکامل یک غول سرخ (ابرغول)

سیر تکامل بیشتر یک ستاره، اول از همه، به جرم آن بستگی دارد. در نتیجه فرآیندهای تکاملی بعدی، یک غول سرخ با جرم اولیه ℳ می تواند به یکی از انواع ستاره های "مرده" تبدیل شود (به عنوان مثال، به ستاره ای که در اعماق آن واکنش های حرارتی هسته ای رخ نمی دهد و به دلیل نور می درخشد. سایر فرآیندهای فیزیکی)، یا ناپدید شوند (مانند یک ستاره) در نتیجه یک انفجار ابرنواختر. جرم ستاره در طول چنین تبدیل (ℳ نهایی) می تواند به طور قابل توجهی تغییر کند.

اگر در پایان فاز غول سرخ، جرم اولیه ستاره ℳ در داخل باشد

0.8 ℳ ☉
سپس، به شرطی که ℳ محدود باشد
اگر جرم اولیه غول سرخ در درون باشد

8ℳ☉
و ℳ نهایی > 1.44 ☉، سپس یک ابرنواختر نوع Ia رخ خواهد داد که منجر به تشکیل یک ستاره نوترونی یا از هم پاشیدگی کامل بقایای یک غول سرخ می شود.

اگر جرم اولیه ابرغول سرخ

ℳ اولیه > 10ℳ ☉،

این منجر به یک انفجار ابرنواختر نوع دوم می شود که همچنین منجر به تشکیل یک ستاره نوترونی می شود. اگر در همان زمان ℳ نهایی > 2ℳ ☉ باشد، ستاره نوترونی در یک سیاهچاله فرو می ریزد.

5.4.8. کوتوله های سفید و سحابی های سیاره ای

سوزاندن هلیوم در هسته و در لایه دور هسته ای با فرآیندهای مختلفی همراه است که باعث ناپایداری در وضعیت ستاره می شود (به عنوان مثال، شعله های هلیوم). این می تواند منجر به خروج تدریجی ماده (به ویژه عناصر سنگین) تحت تأثیر فشار تشعشع (بیشتر به شکل باد ستاره ای با سرعت 10 تا 30 کیلومتر بر ثانیه) یا حتی به بیرون راندن ناگهانی پوسته های بیرونی شود. گاهی اوقات یک ستاره می تواند 70 تا 80 درصد از جرم خود را در طول زندگی خود از دست بدهد.

در ستارگان با 0.8ℳ ☉
پس از از دست دادن کل پوسته اطراف این هسته، به یک ستاره "مرده" تبدیل می شود - یک کوتوله سفید - یک جسم فشرده داغ با جرمی برابر با خورشید، اما با شعاع ده ها یا حتی صدها بار کوچکتر از شعاع. مربوط به خورشید، خورشیدی. علاوه بر این، هر چه جرم یک کوتوله سفید بیشتر باشد، اندازه آن کوچکتر و چگالی آن بیشتر است. محاسبات انجام شده به مقادیر محدود کننده زیر منتهی می شود: R ≥ 1027 کیلومتر، ρ ≤ 2.3 × 10 10 g/cm 3 . در چنین چگالی‌هایی، لایه‌های الکترونی اتم‌ها از بین می‌روند و این ماده یک پلاسمای الکترون-هسته‌ای است و جزء الکترونیکی آن یک گاز الکترونی منحط است.

سوبرامانی چاندراسخار (1910 - 1995)

کوتوله های سفید به دلیل اندازه کوچکشان، علیرغم دمای موثر بالا (تا 70000 کلوین)، درخشندگی کمی دارند. از آنجایی که کوتوله های سفید فاقد منابع انرژی داخلی هستند، به آرامی سرد می شوند و به تدریج انرژی گرمایی ذخیره شده را ساطع می کنند. درخشندگی و دمای آنها به آرامی در حال کاهش است: به عنوان مثال، کوتوله های سفید با تف ≈ 5000 کلوین شناخته شده است. ظاهر طیف کوتوله های سفید قابل توجه است. خطوط طیفی آنها (عمدتاً هلیوم) به دلیل فشار بالا بسیار گسترده شده و دارای یک جابجایی گرانشی قرمز قابل توجه است.

جرم محدود کننده یک کوتوله سفید با حد چاندراسخار تعیین می شود:

ℳ Ch = 1.44 ℳ ☉ .

وقتی M > M Ch، یک کوتوله سفید به هیچ وجه نمی تواند به عنوان یک جسم پایدار وجود داشته باشد، زیرا نیروی فشار گاز منحط قادر به مقاومت در برابر جاذبه نیست و ستاره باید به سرعت منقبض شود. چنین فروپاشی در برخی موارد می تواند منجر به تشکیل یک ستاره نوترونی شود.

اگر پوسته یک غول قرمز خیلی سریع ریخته شود، نتیجه آن تشکیل به اصطلاح است. سحابی سیاره ای. به نظر می رسد به صورت یک پوسته گاز حلقه ای شکل که به سرعت در حال انبساط است، ستاره ای درخشان و داغ را در مرکز احاطه کرده است. ستاره مرکزی چیزی بیش از یک کوتوله سفید نیست - هسته داغ یک غول سرخ سابق.

5.4.9. ابرنواخترها ابرنواخترهای نوع Ia و II

ابرنواخترها ستارگانی هستند که به طور ناگهانی درخشندگی خود را ده ها میلیون بار افزایش می دهند و در حداکثر قدر مطلق ستاره ای 14- تا 21- متر می رسند، که گاهی اوقات از درخشندگی کل کهکشان مادر فراتر می رود. به طور معمول، یک انفجار ابرنواختر (گسیل فوتون) چند صد روز طول می کشد، به طوری که کل انرژی ساطع شده توسط یک ابرنواختر با تابش خورشید در کل عمر آن قابل مقایسه است. با در نظر گرفتن انرژی منتقل شده توسط نوترینوها، انرژی انفجار 4 مرتبه دیگر بیشتر است.

از نظر تاریخی، ابرنواخترها (SN) بر اساس طیف آنها به دو نوع تقسیم می شوند. هیچ خط هیدروژنی در طیف ابرنواخترهای نوع I وجود ندارد، اما خطوطی از نوع II وجود دارد. با گذشت زمان، این دو گروه به زیر کلاس ها تقسیم شدند. نوع I شامل SNهای غنی از سیلیکون از نوع Ia، SNهای غنی از هلیوم از نوع Ib و آنهایی که طیف آنها حاوی نه هلیوم و نه سیلیکون است (نوع Ic). ابرنواخترهای نوع دوم به II-P، که منحنی های نور آن "فلات" گسترده (حدود 100 روز) را نشان می دهند، II-L، که منحنی های نور آن به طور خطی با زمان کاهش می یابد، و II-n، که طیف های آن خطوط باریکی را نشان می دهند، تقسیم می شوند.

ابرنواختر نوع Ia(SN Ia) - این به اصطلاح است. ابرنواختر گرما هسته ای که مکانیسم انفجار آن بر اساس فرآیند همجوشی گرما هسته ای در هسته کربن-اکسیژن ستاره است.

پیشینیان SN Ia کوتوله های سفید با توده های نزدیک به حد چاندراسخار هستند. به طور کلی پذیرفته شده است که چنین ستارگانی می توانند توسط جریان ماده از جزء دوم یک منظومه ستاره ای دوتایی تشکیل شوند، یا محصول نهایی تکامل ستارگان جوان ولف-رایت هستند.

مکانیسم شعله ور شدن SN Ia به شرح زیر است. با افزایش جرم یک کوتوله سفید، چگالی و دمای آن به تدریج افزایش می یابد. در نهایت، زمانی که دما به حدود 10 8 کلوین می رسد، شرایطی برای "اشتعال" ترموهسته ای مخلوط کربن-اکسیژن ایجاد می شود. جبهه احتراق شروع به گسترش از مرکز به لایه های بیرونی می کند و محصولات احتراق - هسته های گروه آهن - را پشت سر می گذارد. جلوی احتراق به آرامی منتشر می شود و در برابر انواع مختلف اختلالات ناپایدار است. فرآیندهای همرفتی شدید در مقیاس بزرگ شروع می شود که منجر به تشدید بیشتر واکنش های گرما هسته ای و آزاد شدن انرژی لازم برای بیرون راندن پوسته ابرنواختر می شود.

ویژگی بارز ابرنواخترهای نوع Ia شباهت منحنی های نور و درخشندگی یکسان در حداکثر آنها است. پس از کشف این واقعیت، استفاده از ابرنواخترها به عنوان شمع های استاندارد امکان پذیر شد. از آنجایی که علت انفجار ابرنواختر نوع Ia، به عنوان یک قاعده، فرآیند جریان ماده از یک غول قرمز به یک کوتوله سفید است و جرم محدود کننده برابر با حد چاندراسخار است، پس در هنگام انفجار ابرنواختر از این نوع تقریباً یکسان است. انرژی نور آزاد می شود. با مشاهده منحنی نور، می توانید تعیین کنید که ابرنواختر در حداکثر خود چه قدری داشته و بنابراین فاصله آن را تعیین کنید. به طور متوسط، ابرنواخترهای نوع Ia هر 500 سال یک بار در یک کهکشان رخ می دهند.

معروف ترین ابرنواخترهای نوع Ia در کهکشان ما SN 1572 و SN 1604 هستند. SN 1572 یا ابرنواختر Tycho Brahe در صورت فلکی Cassiopeia در نوامبر 1572 رخ داد. در سال 1952، یک منبع رادیویی در محل شیوع پیدا شد. در سال 1960، یک بقایای ابرنواختر در محدوده نوری پیدا شد. SN 1604، یا ابرنواختر کپلر، در سال 1604 در صورت فلکی Ophiuchus، تقریباً 6000 پارسک از منظومه شمسی رخ داد. حداکثر قدر ظاهری به 2.5- رسید.

ابرنواختر نوع Ia

ابرنواختر SN 1987A

ابرنواختر نوع دوم. در طی فرآیند همجوشی گرما هسته ای و تشکیل عناصر سنگین، ستاره منقبض می شود و دمای مرکز آن افزایش می یابد. اگر جرم ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد، فرآیند همجوشی گرما هسته ای با تشکیل هسته های آهن و نیکل به پایان می رسد و فشرده سازی ادامه می یابد. در این حالت، واکنش‌های حرارتی فقط در لایه خاصی از ستاره در اطراف هسته مرکزی - جایی که هنوز سوخت گرما هسته‌ای نسوخته باقی مانده است - ادامه می‌یابد. هسته مرکزی بیشتر و بیشتر فشرده می شود و در برخی مواقع به دلیل فشار موجود در آن، پروتون ها شروع به جذب الکترون می کنند و به نوترون تبدیل می شوند. این باعث از دست دادن سریع انرژی می شود که توسط نوترینوهای به دست آمده منتقل می شود، به طوری که هسته ستاره منقبض و سرد می شود. روند فروپاشی هسته مرکزی آنقدر سریع است که یک موج نادر در اطراف آن تشکیل می شود. سپس، به دنبال هسته، پوسته نیز به سمت مرکز ستاره می‌رود. در مرحله بعد، مواد پوسته از هسته برگشته و موج ضربه ای به بیرون منتشر می شود. در این حالت انرژی کافی برای بیرون راندن پوسته ابرنواختر با سرعت بالا آزاد می شود.

به طور کلی پذیرفته شده است که تشکیل یک ابرنواختر نوع دوم به تکامل تمام ستارگانی که جرم اولیه آنها بیش از 10ℳ ☉ است پایان می دهد. پس از انفجار، یک ستاره نوترونی یا سیاهچاله باقی می ماند و در اطراف این اجرام در فضا، برای مدتی بقایای پوسته های ستاره منفجر شده به شکل یک سحابی گازی در حال انبساط وجود دارد.

نمونه ای از یک ابرنواختر نوع دوم SN 1987A است که در کهکشان ابر ماژلانی بزرگ در فاصله تقریباً 50 کیلو متر از خورشید منفجر شد. نور این شعله در 23 فوریه 1987 به زمین رسید. در حداکثر آن، با چشم غیرمسلح قابل مشاهده بود و اوج قدر ظاهری آن 3+ بود. این نزدیکترین انفجار ابرنواختری از زمان اختراع تلسکوپ است.

سحابی خرچنگ

مهمترین ویژگی انفجارهای ابرنواختری جریان قدرتمند نوترینوها است که در نتیجه برهمکنش ضعیف پروتون ها و الکترون ها به وجود می آیند (p + e – → n + ν). پوسته چنین ستارگانی که در اثر انفجار پراکنده شده اند، انواع مختلفی از سحابی های در حال انبساط را تشکیل می دهند که سپس به وضوح در محدوده های طول موجی مختلف مشاهده می شوند (روشن ترین مثال سحابی خرچنگ است).

سحابی خرچنگ (M1, NGC 1952) یک سحابی گازی در صورت فلکی ثور است. در فاصله حدود 6500 ثانیه واقع شده است. سال از زمین فاصله دارد، قطر آن 6 نور است. سال است و با سرعت 1000 کیلومتر بر ثانیه در حال گسترش است. سحابی خرچنگ بقایای ابرنواختری است که بر اساس سوابق ستاره شناسان عرب و چینی در 4 ژوئیه 1054 منفجر شد. این شعله به مدت 23 روز با چشم غیر مسلح حتی در طول روز قابل مشاهده بود. در مرکز سحابی یک ستاره نوترونی قرار دارد.

مرورگر شما ویدئو با این پسوند را پشتیبانی نمی کند. انفجار و تشکیل ابرنواختر سحابی خرچنگ

5.4.10. ستاره های نوترونی

ستارگان پرجرم (ℳ > 10ℳ ☉) یک مسیر تکاملی احتراق را طی می کنند تا زمانی که یک هسته ستاره ای از پایدارترین عنصر (حداکثر انرژی اتصال در هر نوکلئون) 56 Fe تشکیل شود. در چنین هسته ای، آزاد شدن انرژی هسته ای غیرممکن است، افزایش فشار افزایش نیروهای گرانشی را با افزایش چگالی جبران نمی کند، و فشرده سازی شبه استاتیکی آهسته با فروپاشی سریع جایگزین می شود - از دست دادن پایداری هیدرودینامیکی و یک ابرنواختر. انفجار رخ می دهد با فشرده سازی سریع به چگالی نزدیک به چگالی ماده در هسته اتم، مقدار زیادی انرژی گرانشی آزاد می شود - حدود 20 برابر بیشتر از کل تکامل هسته ای که ده ها میلیون سال طول می کشد. اکثریت قریب به اتفاق این انرژی توسط نوترینوها منتقل می شود. پس از انفجار و ریختن پوسته، باقیمانده ای به شکل یک ستاره نوترونی - نوع دوم ستاره های "مرده" تشکیل می شود.

در واقع، کل تکامل ستارگان را می توان به عنوان یک فرآیند عجیب نوترونیزه کردن ماده اولیه تقریباً پروتون در نظر گرفت. در هیدروژن خالص تعداد نوترون ها صفر است. در مخلوط اولیه هیدروژن با 10٪ (براساس تعداد اتم ها) هلیوم برای تشکیل ستاره های مدرن، 1 ذره α در هر 9 پروتون وجود دارد، یعنی نسبت تعداد نوترون ها به پروتون ها 2/13 است. تبدیل هیدروژن به هلیوم این نسبت را به 1/2 افزایش می دهد. در پایان تکامل ستارگان با چگالی بسیار بالا، جذب الکترون ها توسط هسته ها منجر به نوترونی شدن ماده می شود - الکترون ها، همانطور که بود، به پروتون "فشرده" می شوند. نوترون ها تحت چنین نیروهای گرانشی در حال حاضر ذرات پایدار هستند (در معرض واپاشی β نیستند).

یک ستاره نوترونی یکی از محصولات نهایی تکامل ستاره ای است که از یک هسته نوترونی و یک پوسته نازک از ماده منحط با غلبه هسته های آهن و نیکل تشکیل شده است. ستارگان نوترونی اندازه بسیار کوچکی دارند - 20 تا 30 کیلومتر قطر دارند، بنابراین چگالی متوسط ​​ماده چنین ستاره ای از مرتبه چگالی هسته اتم (2.8 × 10 15 g/cm 3) است.

جرم بیشتر ستارگان نوترونی شناخته شده نزدیک به 1.4 جرم خورشید است، یعنی. مقدار حد چاندراسخار محاسبات مدرن نشان می دهد که برای ستاره های نوترونی نیز یک جرم محدود وجود دارد (حد تولمن - اوپنهایمر - ولکوف) که در آن ستاره نوترونی هنوز به یک سیاهچاله سقوط نمی کند: ℳ حداکثر ≤ 2.5 ℳ ☉ . در این حالت، چگالی به ρ max ≥ 10 15 g/cm 3 می رسد و شعاع به R ≈ ​​10 کیلومتر می رسد. با این حال، ستارگان نوترونی «کوچکی» نیز وجود دارند که برای آنها ℳ min ≈ 0.1ℳ ☉ ; ρ min ≈ 2 × 10 14 g/cm 3 ; R≈ 200 کیلومتر.

هنگامی که یک ستاره معمولی به یک نوترون فشرده می شود، قدرت میدان مغناطیسی به دلیل حفظ شار مغناطیسی به 10 12-10 13 Oe افزایش می یابد (برای مقایسه: زمین حدود 0.5 Oe دارد) و این به فرآیندهای مغناطیسی کره می شود. ستارگان نوترونی که مسئول انتشار رادیویی تپ اخترها هستند و به همین دلیل می توان ستاره های نوترونی را کشف کرد. اگر ستاره نوترونی بخشی از یک منظومه ستاره‌ای نزدیک باشد، تجمع ماده روی ستاره نوترونی رخ می‌دهد که منجر به گسیل غیر حرارتی پرتو ایکس می‌شود.

5.4.11. تپ اختر

در آگوست 1967، در کمبریج (انگلیس)، تابش الکترومغناطیسی کیهانی در محدوده رادیویی ثبت شد که از منابع نقطه‌ای به شکل پالس‌های کاملاً متوالی متوالی منتشر می‌شد (جایزه نوبل 1974). مدت زمان یک پالس فردی از چنین منابعی از چند میلی ثانیه تا چند دهم ثانیه متغیر است. تیز بودن پالس ها و صحت فوق العاده تکرار آنها این امکان را فراهم می کند که با دقت بسیار بالایی دوره های ضربان این اجرام را که تپ اختر نامیده می شوند (نبض + ستاره) تعیین کرد. دوره های تپ اخترهای شناخته شده از 0.0015 تا 4.3 ثانیه متغیر است. در حال حاضر بیش از 1000 تپ اختر شناخته شده است. فاصله متوسط ​​تا تپ اخترها 3 kpc است، یعنی تپ اخترها متعلق به کهکشان ما هستند و در صفحه آن متمرکز هستند.

اثر تپ اختر به دلیل ترکیبی از چرخش سریع و تابش غیر حرارتی ستاره های نوترونی ایجاد می شود. هنگامی که به اندازه یک ستاره نوترونی فشرده می شود، چرخش آن به دلیل قانون بقای تکانه زاویه ای، تا چند صد دور در ثانیه شتاب می گیرد. فاصله زمانی بین پالس های متوالی برابر با دوره چرخش ستاره نوترونی است.

اثر تپ اختر با عبور دوره ای از ناظر یک مخروط تابش با جهت باریک که در نزدیکی سطح یک ستاره نوترونی در حال چرخش با میدان مغناطیسی قوی تشکیل شده است توضیح داده می شود. از آنجایی که قدرت میدان مغناطیسی یک ستاره نوترونی در قطب های مغناطیسی آن 10 12-10 13 Oe است، میدان های مغناطیسی بزرگ و به سرعت در حال چرخش میدان های الکتریکی قوی در مغناطیس کره تپ اختر ایجاد می کنند و ذرات باردار را به انرژی های فرانسبیتی شتاب می دهند. این ذرات به نوبه خود تابش سنکروترون غیر حرارتی از تپ اختر ایجاد می کنند که مستقیماً با دوره ای برابر با دوره چرخش ستاره نوترونی مشاهده می شود.

از آنجایی که انرژی جنبشی تپ اختر به تابش الکترومغناطیسی تبدیل می شود، سرعت آن کاهش می یابد و دوره "تپش ها" افزایش می یابد. این تأثیر با مشاهدات تأیید می شود.

5.4.12. انفجار اشعه گاما

انفجارهای پرتو گاما انفجارهای غول پیکر تابش الکترومغناطیسی پرتو گاما در امتداد یک جهت معین در فضا هستند که در کهکشان های دور مشاهده می شوند. انفجارهای پرتو گاما معمولاً به دو دسته کوتاه و طولانی تقسیم می شوند. انفجارهای پرتو گامای طولانی مدت (بیش از 2 ثانیه طول می کشد) معمولاً با انفجارهای ابرنواختری همراه است، در حالی که انفجارهای کوتاه با ادغام ستارگان نوترونی دوگانه همراه است.

از نظر تئوری، هر جسم کیهانی می تواند به سیاهچاله تبدیل شود. برای مثال، سیاره ای مانند زمین باید تا شعاع چند میلی متری کوچک شود که البته در عمل بعید است. در شماره جدید جایزه "روشنگر"، T&P گزیده ای از کتاب فیزیکدان امیل احمدوف "در مورد تولد و مرگ سیاهچاله ها" را منتشر می کند که توضیح می دهد چگونه اجرام آسمانی به سیاهچاله تبدیل می شوند و آیا می توان آنها را در سیاهچاله ها دید. آسمان پرستاره.

سیاهچاله ها چگونه تشکیل می شوند؟

*اگر نیرویی یک جرم آسمانی را به شعاع شوارتزشیلد منطبق با جرم آن فشار دهد، فضا-زمان را چنان خم می کند که حتی نور نیز نمی تواند از آن خارج شود. این بدان معنی است که بدن به یک سیاهچاله تبدیل می شود.

برای مثال، برای ستاره ای با جرم خورشید، شعاع شوارتزشیلد تقریباً سه کیلومتر است. این مقدار را با اندازه واقعی خورشید - 700000 کیلومتر مقایسه کنید. در عین حال، برای سیاره ای با جرم زمین، شعاع شوارتزشیلد برابر با چند میلی متر است.

تنها نیروی گرانشی است که می‌تواند یک جرم آسمانی را به اندازه‌های کوچکی مانند شعاع شوارتزشیلد آن فشرده کند، زیرا فقط برهم‌کنش گرانشی منحصراً به جاذبه منجر می‌شود و در واقع با افزایش جرم به طور نامحدود افزایش می‌یابد. برهمکنش الکترومغناطیسی بین ذرات بنیادی چندین مرتبه قوی تر از برهمکنش گرانشی است. با این حال، هر بار الکتریکی، به عنوان یک قاعده، معلوم می شود که با بار علامت مخالف جبران می شود. هیچ چیز نمی تواند از بار گرانشی محافظت کند - جرم.

سیاره ای مانند زمین تحت وزن خود به ابعاد مناسب شوارتزشیلد منقبض نمی شود زیرا جرم آن برای غلبه بر دافعه الکترومغناطیسی هسته ها، اتم ها و مولکول هایی که از آن تشکیل شده است کافی نیست. و ستاره ای مانند خورشید که جرم بسیار بیشتری دارد، به دلیل فشار دینامیکی گاز قوی به دلیل دمای بالا در اعماق آن منقبض نمی شود.

توجه داشته باشید که برای ستارگان بسیار پرجرم، با جرم بیشتر از صد خورشید، فشردگی عمدتاً به دلیل فشار شدید نور رخ نمی دهد. برای ستارگانی با جرم بیشتر از دویست خورشید، نه فشار دینامیک گاز و نه فشار نور برای جلوگیری از فشردگی فاجعه بار (فروپاشی) چنین ستاره ای به سیاهچاله کافی نیست. با این حال، در زیر به بررسی تکامل ستارگان سبکتر خواهیم پرداخت.

نور و گرمای ستارگان محصول واکنش های گرما هسته ای هستند. این واکنش به این دلیل رخ می دهد که هیدروژن کافی در درون ستارگان وجود دارد و ماده تحت فشار کل جرم ستاره به شدت فشرده می شود. فشرده سازی قوی غلبه بر دافعه الکترومغناطیسی بارهای یکسان هسته های هیدروژن را امکان پذیر می کند، زیرا یک واکنش گرما هسته ای ادغام هسته های هیدروژن به یک هسته هلیوم است که با آزاد شدن زیاد انرژی همراه است.

دیر یا زود، مقدار سوخت گرما هسته ای (هیدروژن) به شدت کاهش می یابد، فشار نور ضعیف می شود و دما کاهش می یابد. اگر جرم ستاره به اندازه کافی کوچک باشد، مانند خورشید، آنگاه از مرحله غول سرخ عبور کرده و به یک کوتوله سفید تبدیل می شود.

اگر جرم آن بزرگ باشد، ستاره تحت وزن خود شروع به کوچک شدن خواهد کرد. یک فروپاشی رخ خواهد داد که می توانیم آن را به عنوان یک انفجار ابرنواختر ببینیم. این یک فرآیند بسیار پیچیده است که از مراحل بسیاری تشکیل شده است و هنوز همه جزئیات آن برای دانشمندان روشن نیست، اما بسیاری از موارد از قبل روشن است. برای مثال مشخص است که سرنوشت بیشتر یک ستاره به جرم آن در لحظه قبل از فروپاشی بستگی دارد. نتیجه چنین فشرده‌سازی می‌تواند یک ستاره نوترونی یا یک سیاه‌چاله یا ترکیبی از چندین جرم از این قبیل و کوتوله‌های سفید باشد.

"سیاهچاله ها نتیجه فروپاشی سنگین ترین ستاره ها هستند"

ستارگان نوترونی و کوتوله های سفید به سیاهچاله نمی ریزند زیرا جرم کافی برای غلبه بر فشار گاز نوترون یا الکترون را ندارند. این فشارها به دلیل اثرات کوانتومی است که پس از فشرده سازی بسیار قوی وارد عمل می شوند. بحث در مورد دومی ارتباط مستقیمی با فیزیک سیاهچاله ها ندارد و از حوصله این کتاب خارج است.

با این حال، اگر، برای مثال، یک ستاره نوترونی در یک منظومه ستاره ای دوتایی قرار داشته باشد، می تواند ماده را از یک ستاره همراه جذب کند. در این صورت، جرم آن رشد می کند و اگر از مقدار بحرانی خاصی فراتر رود، دوباره فروپاشی رخ می دهد، این بار با تشکیل سیاهچاله. جرم بحرانی از شرایطی تعیین می شود که گاز نوترون فشار کافی برای جلوگیری از فشرده سازی بیشتر ایجاد کند.

*این یک تخمین است. مقدار دقیق حد هنوز مشخص نیست. - تقریبا نویسنده.

بنابراین، سیاهچاله ها نتیجه فروپاشی سنگین ترین ستاره ها هستند. در درک مدرن، جرم هسته ستاره پس از سوختن سوخت گرما هسته‌ای باید حداقل دو و نیم خورشیدی باشد. هیچ حالت ماده ای که برای ما شناخته شده است قادر به ایجاد چنین فشاری نیست که اگر تمام سوخت گرما هسته ای بسوزد، چنین جرم بزرگی را از فشرده شدن در سیاهچاله جلوگیری کند. در مورد حقایقی که به طور تجربی محدودیت ذکر شده در جرم یک ستاره برای تشکیل سیاهچاله را تأیید می کند، کمی بعد صحبت خواهیم کرد، زمانی که در مورد چگونگی کشف سیاهچاله توسط ستاره شناسان صحبت می کنیم. […]

برنج. 7. تصور نادرست از فروپاشی از دیدگاه ناظر بیرونی به عنوان یک سقوط ابدی آهسته به جای تشکیل یک افق سیاه چاله.

در ارتباط با بحث ما، استفاده از مثالی برای یادآوری پیوند ایده ها و مفاهیم مختلف در علم آموزنده خواهد بود. این داستان ممکن است به خواننده احساس عمق بالقوه موضوع مورد بحث را بدهد.

مشخص است که گالیله در پاسخ به انتقاد از سیستم کوپرنیک به آنچه که اکنون قانون چارچوب های مرجع اینرسی نیوتن نامیده می شود ارائه کرد. انتقاد این بود که زمین نمی تواند به دور خورشید بچرخد زیرا در غیر این صورت نمی توانیم روی سطح آن بمانیم.

در پاسخ، گالیله استدلال کرد که زمین با اینرسی به دور خورشید می چرخد. اما ما نمی توانیم حرکت اینرسی را از سکون تشخیص دهیم، همانطور که حرکت اینرسی را مثلاً یک کشتی احساس نمی کنیم. در عین حال، او به نیروهای گرانشی بین سیارات و ستارگان اعتقاد نداشت، زیرا او به عمل در راه دور اعتقاد نداشت و حتی نمی توانست از وجود میدان ها مطلع شود. و من در آن زمان چنین توضیح انتزاعی را نمی پذیرفتم.

گالیله معتقد بود که حرکت اینرسی فقط می تواند در امتداد یک منحنی ایده آل رخ دهد، یعنی زمین فقط می تواند در یک دایره یا دایره ای حرکت کند که مرکز آن به نوبه خود به صورت دایره ای به دور خورشید می چرخد. یعنی ممکن است همپوشانی حرکات اینرسی مختلف وجود داشته باشد. این آخرین نوع حرکت را می توان با افزودن دایره های بیشتر به ترکیب پیچیده تر کرد. چنین چرخشی حرکت در امتداد اپی چرخه نامیده می شود. این برای هماهنگ کردن سیستم بطلمیوسی با موقعیت های مشاهده شده سیارات اختراع شد.

به هر حال، در زمان ایجاد خود، سیستم کوپرنیک پدیده های مشاهده شده را بسیار بدتر از سیستم بطلمیوسی توصیف کرد. از آنجایی که کوپرنیک نیز فقط به حرکت در دایره های کامل اعتقاد داشت، معلوم شد که مراکز مدار برخی از سیارات خارج از خورشید قرار دارند. (این مورد یکی از دلایل تأخیر کوپرنیک در انتشار آثارش بود. بالاخره او بر اساس ملاحظات زیبایی شناختی به سیستم خود اعتقاد داشت و وجود جابجایی های عجیب مراکز مداری آن سوی خورشید در این ملاحظات نمی گنجید).

آموزنده است که اصولاً سیستم بطلمیوس می تواند داده های مشاهده شده را با هر دقت از پیش تعیین شده توصیف کند - فقط لازم بود تعداد مورد نیاز اپی چرخه اضافه شود. با این حال، با وجود تمام تناقضات منطقی در ایده های اولیه سازندگان آن، تنها سیستم کوپرنیک می تواند به یک انقلاب مفهومی در دیدگاه های ما در مورد طبیعت منجر شود - به قانون گرانش جهانی، که هم حرکت سیارات و هم سقوط سیارات را توصیف می کند. یک سیب روی سر نیوتن و بعدها به مفهوم میدان.

بنابراین، گالیله حرکت کپلری سیارات در امتداد بیضی ها را رد کرد. او و کپلر نامه هایی را رد و بدل کردند که با لحنی نسبتاً تحریک آمیز نوشته شده بود*. این به رغم حمایت کامل آنها از همان منظومه سیاره ای است.

بنابراین، گالیله معتقد بود که زمین با اینرسی به دور خورشید حرکت می کند. از نقطه نظر مکانیک نیوتنی، این یک خطای آشکار است، زیرا نیروی گرانش بر روی زمین اثر می گذارد. با این حال، از نقطه نظر نظریه نسبیت عام، گالیله باید حق داشته باشد: به موجب این نظریه، اجسام در یک میدان گرانشی با اینرسی حرکت می کنند، حداقل زمانی که گرانش خود را می توان نادیده گرفت. این حرکت در امتداد منحنی به اصطلاح ژئودزیک رخ می دهد. در فضای مسطح، این به سادگی یک خط مستقیم جهان است، اما در مورد یک سیاره در منظومه شمسی، این یک خط جهانی ژئودزیکی است که مربوط به یک مسیر بیضوی است و نه لزوماً دایره ای. متأسفانه گالیله نتوانست این را بداند.

با این حال، از نظریه نسبیت عام مشخص شده است که حرکت در امتداد یک ژئودزیک تنها در صورتی اتفاق می‌افتد که بتوان از انحنای فضا توسط خود جسم متحرک (سیاره) غفلت کرد و فرض کرد که این فضا منحصراً توسط مرکز گرانشی (خورشید) منحنی شده است. . یک سوال طبیعی مطرح می شود: آیا گالیله در مورد حرکت اینرسی زمین به دور خورشید درست می گفت؟ و اگرچه این سوال چندان مهمی نیست، از آنجایی که اکنون دلیل عدم پرواز مردم از زمین را می دانیم، ممکن است ربطی به توصیف هندسی گرانش داشته باشد.

چگونه می توان سیاهچاله را "دید" کرد؟

اجازه دهید اکنون به بحث در مورد چگونگی مشاهده سیاهچاله ها در آسمان پرستاره بپردازیم. اگر یک سیاهچاله تمام موادی را که اطراف آن را احاطه کرده است مصرف کرده باشد، آنگاه تنها از طریق اعوجاج پرتوهای نوری از ستارگان دور قابل مشاهده است. یعنی اگر سیاهچاله ای به این شکل خالص در فاصله کمی از ما وجود داشت، تقریباً آنچه را که روی جلد نشان داده شده است می دیدیم. اما حتی با مواجهه با چنین پدیده ای، نمی توان مطمئن بود که این یک سیاهچاله است و نه فقط یک جسم عظیم و غیر درخشان. برای متمایز ساختن یکی از دیگری کمی کار لازم است.

با این حال، در واقعیت، سیاهچاله ها توسط ابرهایی احاطه شده اند که حاوی ذرات بنیادی، غبار، گازها، شهاب سنگ ها، سیارات و حتی ستاره ها هستند. بنابراین، ستاره شناسان چیزی شبیه به تصویر نشان داده شده در شکل را مشاهده می کنند. 9. اما چگونه به این نتیجه می رسند که سیاهچاله است و نوعی ستاره نیست؟

برنج. 9. واقعیت بسیار ساده تر است و ما باید سیاهچاله هایی را مشاهده کنیم که توسط اجرام مختلف آسمانی، گازها و ابرهای غبار احاطه شده اند.

برای شروع، یک ناحیه با اندازه مشخص در آسمان پرستاره، معمولاً در یک سیستم ستاره ای دوتایی یا در یک هسته فعال کهکشانی انتخاب کنید. طیف تشعشعات ناشی از آن جرم و رفتار ماده موجود در آن را تعیین می کند. در مرحله بعد، ثبت شده است که تشعشعات از جسم مورد نظر، مانند ذراتی که در یک میدان گرانشی سقوط می کنند، ساطع می شود، و نه فقط از واکنش های گرما هسته ای که در روده ستارگان رخ می دهد. تابش، که به ویژه نتیجه اصطکاک متقابل ماده بر روی یک جرم آسمانی است، حاوی تابش گامای پرانرژی بیشتری نسبت به نتیجه یک واکنش گرما هسته ای است.

سیاهچاله ها توسط ابرهایی احاطه شده اند که حاوی ذرات بنیادی، غبار، گازها، شهاب سنگ ها، سیارات و حتی ستاره ها هستند.

اگر ناحیه مشاهده شده به اندازه کافی کوچک باشد، تپ اختر نباشد و جرم زیادی در آن متمرکز شده باشد، نتیجه می گیریم که یک سیاهچاله است. ابتدا، از نظر تئوری پیش‌بینی می‌شود که پس از سوختن سوخت همجوشی، هیچ حالتی از ماده وجود ندارد که بتواند فشاری ایجاد کند که بتواند از فروپاشی چنین جرمی در یک منطقه کوچک جلوگیری کند.

ثانیا، همانطور که تاکید شد، اشیاء مورد نظر نباید تپ اختر باشند. تپ اختر یک ستاره نوترونی است که بر خلاف سیاهچاله دارای سطحی است و مانند یک آهنربای بزرگ رفتار می کند که یکی از ویژگی های ظریف میدان الکترومغناطیسی نسبت به بار است. ستارگان نوترونی، که حاصل فشردگی بسیار قوی ستارگان دوار اولیه هستند، حتی سریعتر می چرخند، زیرا حرکت زاویه ای باید حفظ شود. این باعث می شود که چنین ستاره هایی میدان های مغناطیسی ایجاد کنند که در طول زمان تغییر می کنند. دومی نقش عمده ای در شکل گیری تشعشعات ضربانی مشخص دارد.

تمام تپ اخترهایی که تاکنون کشف شده اند دارای جرم کمتر از دو و نیم جرم خورشیدی هستند. منابع تشعشعات گامای پرانرژی مشخصه ای که جرم آنها از این حد بیشتر است، تپ اختر نیستند. همانطور که مشاهده می شود، این حد جرم با پیش بینی های نظری که بر اساس حالات ماده شناخته شده برای ما انجام می شود، همزمان است.

همه اینها، اگرچه یک رصد مستقیم نیست، اما استدلال نسبتاً قانع کننده ای به نفع این واقعیت است که اخترشناسان سیاهچاله ها هستند و نه چیز دیگری. اگرچه چه چیزی را می توان مشاهده مستقیم در نظر گرفت و چه چیزی را نه یک سوال بزرگ است. به هر حال، شما، خواننده، خود کتاب را نمی بینید، بلکه فقط نور پراکنده شده توسط آن را می بینید. و تنها ترکیبی از احساسات لمسی و بصری شما را به واقعیت وجود آن متقاعد می کند. به همین ترتیب، دانشمندان بر اساس مجموع داده هایی که مشاهده می کنند، در مورد واقعیت وجود این یا آن شی نتیجه می گیرند.

در فضای بین ستاره‌ای ابرهای زیادی وجود دارند که عمدتاً از هیدروژن تشکیل شده‌اند و چگالی آن تقریباً حدوداً می‌باشد. 1000 at/cm 3، اندازه های 10 تا 100 sv. سال ها. ساختار و به ویژه چگالی آنها به طور مداوم تحت تأثیر برخوردهای متقابل، گرم شدن توسط تابش ستاره ها، فشار میدان های مغناطیسی و غیره تغییر می کند. هنگامی که چگالی یک ابر یا بخشی از آن به قدری زیاد می شود که گرانش از فشار گاز فراتر می رود، ابر به طور غیرقابل کنترلی شروع به کوچک شدن می کند - فرو می ریزد. ناهمگونی‌های چگالی اولیه کوچک در طول فرآیند فروپاشی قوی‌تر می‌شوند. در نتیجه، قطعات ابر، یعنی. به بخش هایی تقسیم می شود که هر کدام به کوچک شدن ادامه می دهند.

به طور کلی، هنگامی که یک گاز فشرده می شود، دما و فشار آن افزایش می یابد که می تواند از فشرده سازی بیشتر جلوگیری کند. اما در حالی که ابر نسبت به تابش مادون قرمز شفاف است، به راحتی خنک می شود و فشرده سازی متوقف نمی شود. با این حال، با افزایش تراکم تکه‌های منفرد، سرد شدن آنها دشوارتر می‌شود و فشار فزاینده فروپاشی را متوقف می‌کند - به این ترتیب یک ستاره تشکیل می‌شود و کل مجموعه قطعات ابری که به ستاره تبدیل شده‌اند، یک خوشه ستاره‌ای را تشکیل می‌دهند.

فروپاشی ابر به یک ستاره یا خوشه ستاره ای حدود یک میلیون سال طول می کشد - در مقیاس کیهانی نسبتا سریع. پس از این، واکنش‌های گرما هسته‌ای که در روده‌های ستاره رخ می‌دهند، دما و فشار را حفظ می‌کنند که از فشردگی جلوگیری می‌کند. در طی این واکنش‌ها، عناصر شیمیایی سبک به عناصر سنگین‌تر تبدیل می‌شوند و انرژی عظیمی آزاد می‌کنند (مشابه آنچه در هنگام انفجار یک بمب هیدروژنی اتفاق می‌افتد). انرژی آزاد شده به شکل تابش از ستاره خارج می شود. ستارگان پرجرم تشعشعات بسیار شدیدی ساطع می کنند و «سوخت» خود را تنها در چند ده میلیون سال می سوزانند. ستارگان کم جرم دارای سوخت کافی برای دوام میلیاردها سال آهسته سوختن هستند. دیر یا زود، سوخت هر ستاره ای تمام می شود، واکنش های گرما هسته ای در هسته متوقف می شود و، بدون منبع گرما، در گرانش خود باقی می ماند و ستاره را به طور اجتناب ناپذیری به سمت مرگ سوق می دهد.

فروپاشی ستارگان کم جرم

اگر پس از از دست دادن پوشش، جرم باقی مانده از ستاره کمتر از 1.2 خورشیدی باشد، پس فروپاشی گرانشی آن خیلی دور نمی شود: حتی یک ستاره در حال کوچک شدن که از منابع گرما محروم است، توانایی جدیدی برای مقاومت در برابر گرانش به دست می آورد. در چگالی بالای ماده، الکترون ها شروع به دفع شدید یکدیگر می کنند. این به خاطر بار الکتریکی آنها نیست، بلکه به دلیل خواص مکانیکی کوانتومی آنها است. فشار حاصل فقط به چگالی ماده بستگی دارد و به دمای آن بستگی ندارد. فیزیکدانان این خاصیت الکترون ها را انحطاط می نامند. در ستارگان کم جرم، فشار ماده منحط می تواند در برابر جاذبه مقاومت کند. انقباض یک ستاره زمانی متوقف می شود که تقریباً به اندازه زمین شود. به چنین ستاره هایی کوتوله سفید می گویند زیرا ضعیف می درخشند، اما بلافاصله پس از فشرده شدن سطح نسبتاً داغ (سفید) دارند. با این حال، دمای کوتوله سفید به تدریج کاهش می یابد و پس از چندین میلیارد سال، مشاهده چنین ستاره ای در حال حاضر دشوار است: به جسمی سرد و نامرئی تبدیل می شود.

فروپاشی ستارگان عظیم

اگر جرم ستاره بیش از 1.2 خورشیدی باشد، فشار الکترون های منحط قادر به مقاومت در برابر گرانش نیست و ستاره نمی تواند به یک کوتوله سفید تبدیل شود. فروپاشی غیرقابل کنترل آن تا زمانی ادامه می یابد که این ماده به چگالی قابل مقایسه با چگالی هسته های اتمی برسد (تقریباً 3H 10 14 g/cm 3). در این حالت بیشتر ماده به نوترون تبدیل می‌شود که مانند الکترون‌های کوتوله سفید منحط می‌شود. فشار ماده نوترونی منحط می تواند انقباض ستاره را متوقف کند اگر جرم آن تقریباً از 2 جرم خورشیدی بیشتر نشود. ستاره نوترونی به دست آمده فقط حدود حدودا قطر دارد. 20 کیلومتر. هنگامی که انقباض سریع یک ستاره نوترونی به طور ناگهانی متوقف می شود، تمام انرژی جنبشی به گرما تبدیل می شود و دما به صدها میلیارد کلوین افزایش می یابد. در نتیجه، یک شعله ی غول پیکر ستاره رخ می دهد، لایه های بیرونی آن با سرعت زیاد به بیرون پرتاب می شوند و درخشندگی چندین میلیارد بار افزایش می یابد. ستاره شناسان این اتفاق را "انفجار ابرنواختر" می نامند. پس از حدود یک سال، روشنایی محصولات انفجار کاهش می یابد، گاز پرتاب شده به تدریج سرد می شود، با گاز بین ستاره ای مخلوط می شود و در دوره های بعدی بخشی از ستارگان نسل های جدید می شود. ستاره نوترونی که در طول فروپاشی پدیدار شد در میلیون‌ها سال اول به سرعت می‌چرخد و به عنوان یک تابشگر متغیر - یک تپ اختر مشاهده می‌شود.

اگر جرم ستاره در حال فروپاشی به طور قابل توجهی از 2 خورشیدی بیشتر شود، فشرده سازی در مرحله ستاره نوترونی متوقف نمی شود، بلکه تا زمانی ادامه می یابد که شعاع آن به چندین کیلومتر کاهش یابد. سپس نیروی گرانش روی سطح آنقدر افزایش می یابد که حتی یک پرتو نور نیز نمی تواند ستاره را ترک کند. ستاره ای که تا این حد از بین رفته باشد سیاهچاله نامیده می شود. چنین شی نجومی را فقط می توان به صورت نظری و با استفاده از نظریه نسبیت عام اینشتین مورد مطالعه قرار داد. محاسبات نشان می دهد که فشرده سازی سیاهچاله نامرئی تا زمانی ادامه می یابد که ماده به چگالی بی نهایت بالایی برسد.

کشف منابع قدرتمند انتشار رادیویی در خارج از کهکشان ما سؤالات جالب بسیاری را برای نجوم مدرن ایجاد کرده است. مهمترین آنها را می توان چنین فرمول بندی کرد: "این منابع انتشار رادیویی انرژی عظیم خود را از کجا می گیرند؟" محاسبات نشان می دهد که در طول عمر خود، یک منبع انتشار رادیویی مقداری انرژی در حد 1060 erg مصرف می کند - این معادل ذخیره انرژی هسته ای تقریباً صدها میلیون خورشید است.

F. Hoyle و W. Fowler فرضیه قابل توجهی را مطرح کردند که بر اساس آن منبع این انرژی فروپاشی گرانشی (فشردگی سریع) ابر ستاره است. چنین جرمی با جرمی غول پیکر - حدود صد میلیون برابر جرم خورشید - قرار بود در مرکز کهکشان قرار داشته باشد.

کمی بعد، تلاش‌های ترکیبی نجوم نوری و رادیویی نشان داد که دو جرم بسیار درخشان و ستاره‌مانند منابع انتشار رادیویی هستند. یکی از آنها، منبعی که در کاتالوگ سوم کمبریج از منابع انتشار رادیویی با کد 3S 273 فهرست شده است، درخشان ترین اجرام شناخته شده در کیهان است. پس از آن، چندین شی مشابه دیگر پیدا شد. در حال حاضر 9 منبع رادیویی مشابه ستاره ها شناخته شده است.

سمپوزیوم بین المللی در مورد مشکل فروپاشی گرانشی تشکیل شد. لازم بود در مورد بسیاری از سؤالات جدیدی که در برابر دانشمندان مطرح شده بود بحث شود. آیا این اجرام غیرمعمول نتیجه فشرده سازی گرانشی است که با سرعت انفجار رخ می دهد؟ چگونه انرژی گرانشی به امواج رادیویی تبدیل می شود؟ و نکته آخر، از دیدگاه نظریه پردازان این است که; آیا فروپاشی گرانشی منجر به فشردگی نامحدود و ظهور خواص غیرعادی فضا-زمان می شود؟

این مقاله به آخرین این سؤالات اختصاص دارد. این احتمال وجود دارد که اشیایی با چنین جرم عظیمی در طبیعت وجود داشته باشند، نظریه پردازان را وادار کرد تا در نظرات خود بر اساس نسبیت عام تجدید نظر کنند.

به چگالی بی نهایت

یک ابر کروی از غبار را تصور کنید که هر ذره در آن ذرات دیگر را مطابق با نیوتنی جذب می کند. ابر به طور کلی شروع به کوچک شدن خواهد کرد. این روند تا زمانی که نیروهای دیگر وارد میدان شوند ادامه خواهد داشت. بگذارید یک لحظه فرض کنیم که هیچ نیروی دیگری وجود ندارد. سپس، همانطور که یک محاسبه ساده نشان می دهد، ابر در یک زمان محدود به نقطه ای کوچک می شود. اگر چگالی اولیه ابر یک گرم در سانتی‌متر مکعب باشد، حدود نیم ساعت طول می‌کشد تا ابر به اندازه بی‌نهایت کوچک شود.

این سؤال به طور طبیعی مطرح می شود: چرا تمام اجسامی که در اطراف خود می بینیم تحت تأثیر نیروهای گرانشی خود فشرده نمی شوند؟ پاسخ به این سوال واضح است: عمل نیروهای دیگر دخالت می کند. گرانش در مقایسه با سایر نیروها نیروی بسیار ضعیفی است. به عنوان مثال، نیروهای برهمکنش الکتریکی بین دو الکترون بیش از 1040 برابر بیشتر از نیروهای برهمکنش گرانشی آنها است. بنابراین، فروپاشی گرانشی در اجسام معمولی رخ نمی دهد.

با این حال، وضعیت کاملاً متفاوتی در مورد اجسامی با جرم عظیم، مانند مواردی که فاولر و هویل در نظر گرفته‌اند، پیش می‌آید. هر چه جرم بیشتر باشد، نیروهای گرانشی قدرتمندتر خواهند بود. در واقع، برای چنین اجسامی، نیروهای گرانشی آنقدر قوی هستند که به نظر می رسد هیچ نیروی شناخته شده ای قادر به جلوگیری از فروپاشی گرانشی نباشد.

بر اساس نظریه نیوتنی، اگر فروپاشی گرانشی نامحدود باشد، در نتیجه، همه مواد باید در یک نقطه متمرکز شوند و به حالت چگالی بی‌نهایت بالا برسند. آیا در این مورد حق تکیه بر نظریه نیوتنی را داریم؟

گشت و گذار در نظریه نسبیت

نظریه گرانش نیوتن، علیرغم این واقعیت که پدیده های گرانشی روی زمین و منظومه شمسی را کاملاً توصیف می کند، کاملاً عاری از مشکلات منطقی نیست. بنابراین، به عنوان مثال، به گفته نیوتن، برهمکنش گرانشی آنی است: با سرعت بی نهایت منتشر می شود و نتایج آن خود را فوراً احساس می کند. این نتیجه گیری در تضاد با نظریه نسبیت خاص است که طبق آن هیچ نیرویی سریعتر از نور حرکت نمی کند. حدود پنجاه سال پیش، انیشتین نظریه گرانش را ارائه کرد که با نظریه نسبیت خاص و از بسیاری جهات مشابه نظریه نیوتن است. ما در مورد نظریه نسبیت عام صحبت می کنیم.

نسبیت عام از ویژگی قابل توجه گرانش استفاده می کند که نمی توان آن را "خاموش کرد". جاذبه همیشه وجود دارد و همیشه بر تمام ذرات مادی تأثیر می گذارد. از این نظر، گرانش با سایر نیروهای شناخته شده در فیزیک متفاوت است. نیروهای الکتریکی فقط روی ذرات باردار عمل می کنند. یک الکترون (ذره ای با بار منفی)، یک پروتون (یک ذره با بار مثبت) و یک نوترون (ذره ای بدون بار) در میدان الکتریکی رفتار متفاوتی خواهند داشت. در یک میدان گرانشی، آنها دقیقاً یکسان حرکت خواهند کرد. این را بیش از سیصد سال پیش فهمیدند که او گفت که همه اجسام، صرف نظر از جرمشان، با سرعت یکسان سقوط می کنند.

انیشتین با توضیح این خاصیت گرانش معتقد بود که گرانش با ماهیت فضا و زمان ارتباط نزدیک دارد. قانون اول نیوتن بیان می کند که جسم در حالت حرکت خطی یکنواخت است مگر اینکه نیروی خارجی بر آن اثر بگذارد. بیایید فرض کنیم که از توپی که در زاویه 45 درجه نسبت به عمود نصب شده بود، شلیک کردیم. اگر نیروی گرانش وجود نداشت، پرتابه به حرکت در یک خط مستقیم، با زاویه 45 درجه نسبت به عمود ادامه می داد. با این حال، عمل گرانش پرتابه را مجبور می‌کند تا در امتداد یک مسیر سهموی حرکت کند. از آنجایی که گرانش چیزی است که نمی توان از شر آن خلاص شد، بی معنی است که در مورد قوانین حرکت خارج از گرانش صحبت کنیم. این مثال نشان می دهد که در حضور گرانش - و در غیاب هر نیروی دیگری - ذرات در امتداد منحنی ها حرکت می کنند، نه خطوط مستقیم. با این حال، اگر قوانین هندسه را تغییر دهیم، می توانیم این خطوط منحنی را "خطوط مستقیم" بنامیم. هدف نظریه نسبیت عام این است. وجود گرانش این زمینه را می دهد که بگوییم هندسه فضا-زمان اقلیدسی نیست. این نتیجه گیری به صورت کمی در معادلات اینشتین بیان می شود.

راه حل SWARZSCHILD

معادلات اینشتین نشان می دهد که چگونه انحنای فضازمان (ماهیت غیر اقلیدسی آنها) با توزیع ماده مرتبط است. اگرچه ایده های زیربنای آنها ساده و ظریف هستند و خود معادلات را می توان به شکل فشرده نوشت، حل دقیق هر مسئله ای در نسبیت عام بسیار دشوار است، که عمدتاً به دلیل ماهیت غیر اقلیدسی فضازمان است. در نتیجه، دستیابی به راه‌حل‌های دقیق تنها برای چند مسئله در تئوری امکان‌پذیر بود. یکی از آنها در سال 1916 توسط کارل شوارتزشیلد به دست آمد.

با توجه به این راه حل، میدان گرانشی در فاصله زیاد از بدن کمابیش دقیق توسط نظریه نیوتنی توصیف شده است. به عبارت دیگر، کاملاً با قانون تناسب معکوس با مجذور فاصله مطابقت دارد. با این حال، با نزدیک شدن به جرم جذب کننده، اختلاف بیشتر و بیشتر می شود. همانطور که ممکن است انتظار داشته باشید، کشش گرانشی در حال قوی تر شدن است. اما - و این مورد توسط نظریه نیوتن در نظر گرفته نشده است - یک میدان گرانشی قوی با انحنای شدید هندسه فضا-زمان همراه است.

بیایید بارزترین مورد را در نظر بگیریم، زمانی که جرم جذب کننده در یک نقطه متمرکز است. در این حالت، انحنای فضا-زمان به وضعیت بسیار جالبی منجر می شود. به نظر می رسد که یک کره با شعاع محدود، معروف به شعاع شوارتزشیلد (شعاع گرانشی)، می تواند در اطراف جرم ساخته شود، که به عنوان نوعی مانع برای سیگنال ها عمل می کند. حتی یک سیگنال فیزیکی نمی تواند از داخل به خارج، فراتر از این مانع برود، اما سیگنال هایی از خارج می توانند به داخل این کره نفوذ کنند!

آیا در عمل چنین وضعیتی می تواند پیش بیاید؟ بله، می تواند، مشروط بر اینکه بدن آنقدر کوچک باشد که در داخل کره ای که با شعاع گرانشی توصیف شده است قرار گیرد. بدن هایی که ما را احاطه کرده اند این شرایط را برآورده نمی کنند. به عنوان مثال، شعاع گرانشی خورشید تقریباً 3 کیلومتر است، در حالی که شعاع واقعی آن تقریباً 700 هزار کیلومتر است.

با این حال، در مورد فروپاشی گرانشی، بدن می تواند به اندازه ای کوچک شود که در نهایت به داخل کره گرانشی ختم شود. اتفاقی که در این مورد می افتد می تواند یک رمان علمی تخیلی خوب باشد.

ادامه دارد.

P.S. دانشمندان بریتانیایی در مورد چه چیز دیگری صحبت می کنند: اینکه موضوع فروپاشی گرانشی، انبساط یا برعکس، فشرده سازی جهان ما گاهی اوقات نه تنها اخترفیزیکدانان، بلکه فیلسوفان و شخصیت های عمومی مانند، به عنوان مثال، ویاچسلاو موشه کانتور - رئیس جمهور را به خود جذب می کند. کنگره یهودیان اروپا

فشرده سازی هیدرودینامیکی یک جسم اخترفیزیکی تحت تأثیر نیروهای گرانشی خود، منجر به کاهش قابل توجه اندازه آن می شود.

انیمیشن

شرح

فروپاشی گرانشی فشرده سازی هیدرودینامیکی یک جسم اخترفیزیکی تحت تأثیر نیروهای گرانشی خود است که منجر به کاهش قابل توجه اندازه آن می شود. برای توسعه فروپاشی گرانشی، لازم است که نیروهای فشار یا به طور کلی وجود نداشته باشند، یا حداقل برای مقابله با نیروهای گرانشی کافی نباشند. فروپاشی گرانشی در دو مرحله شدید تکامل ستاره رخ می دهد. اولاً، تولد یک ستاره با فروپاشی گرانشی ابر گاز و غباری که ستاره از آن تشکیل شده است، آغاز می شود و ثانیاً، برخی از ستارگان تکامل خود را از طریق فروپاشی گرانشی تکمیل می کنند و به حالت نهایی یک ستاره نوترونی یا سیاه چاله می روند. .

فروپاشی گرانشی نتیجه توقف واکنش های گرما هسته ای در ناحیه مرکزی ستاره است، یعنی نتیجه نقض تعادل حرارتی و سپس هیدرواستاتیک (مکانیکی) آن است.

معادله تعادل هیدرواستاتیکی که به طور میانگین برای کل ستاره به دست آمده است به شکل زیر است:

که در آن m و R جرم و شعاع ستاره هستند.

r c و p c - چگالی و فشار در مرکز ستاره.

G - ثابت گرانشی؛

g شاخص آدیاباتیک ماده ستاره است.

تجزیه و تحلیل این روابط امکان تعیین شرایط وقوع، ادامه یا توقف فروپاشی گرانشی را فراهم می کند. وابستگی نتیجه به تأثیر به شکل زیر است:

,

که در آن V سرعت سقوط است (مورد غیر نسبیتی شعاعی).

r g - شعاع گرانشی جسم.

r فاصله تا لایه (تا ذره) است.

E انرژی کل ذره است.

m - جرم ذرات؛

c سرعت نور است.

برای سرعت های زاویه ای رابطه زیر معتبر است:

,

که در آن w 0 و R0 سرعت زاویه ای و شعاع اولیه جسم هستند.

w 1 و R 1 - سرعت و شعاع زاویه ای نهایی (جریان).

برای g > 4/3، جایی که g شارع آدیاباتیک ماده ستاره است، تعادل هیدرواستاتیکی پایدار است و فروپاشی رخ نمی دهد. در این مورد، ما در مورد مقدار متوسط ​​شاخص صحبت می کنیم. یک نظریه دقیق پایداری هیدرواستاتیکی ستارگان باید تفاوت در g را برای لایه‌های مختلف ستاره در نظر بگیرد.

یک ستاره می تواند شکل کروی یا سهمی داشته باشد (شکل 1، 2).

فروپاشی یک ستاره کروی

برنج. 1

فروپاشی یک جرم گرانشی به شکل یک دیسک

برنج. 2

میدان گرانشی خود بر کل فضای اطراف مرکز گرانشی اثر می گذارد. حرکت ماده به سمت مرکز گرانشی هدایت می شود. ناحیه گرانشی فضا با ناپایداری ریلی یا غلظت محدود کننده خاصی از ماده تعیین می شود. میدان گرانشی به سمت مرکز گرانشی هدایت می شود. فشار در ناحیه گرانشی فضای ستاره وجود دارد و برای لایه های مختلف ماده ستاره یکسان نیست.

از نتیجه این اثر می توان در زمان سنجی استفاده کرد. اثرات نوری ناشی از اجرام فوق چگال را می توان در نجوم استفاده کرد.

تپ اختر یک جسم چرخان فشرده با میدان مغناطیسی بسیار قوی است - نتیجه فروپاشی گرانشی. تحت شرایط خاص، می تواند یک دوره مداری بسیار آهسته متغیر داشته باشد. چنین تپ اختری می تواند با موفقیت به عنوان استاندارد زمان و فرکانس مورد استفاده قرار گیرد.

کاربرد تئوری ممکن: جداسازی ذرات در ارگوسفر یک سیاهچاله در حال چرخش (نتیجه احتمالی فروپاشی گرانشی). سقوط یک قسمت در سیاهچاله منجر به یک اثر تیرکمان بچه گانه می شود - پرتاب قسمت باقی مانده به فضای اطراف با انرژی بسیار بالا. شتاب‌دهنده‌های گرانشی آینده اینگونه می‌توانند کار کنند. مهمترین ویژگی و مزیت آنها توانایی شتاب دادن به هر ذره بدون توجه به بارهای الکتریکی، لپتونیک، باریون، اسپین، گشتاور مغناطیسی و غیره آنهاست.

ویژگی های زمان بندی

زمان شروع (ورود به 7 تا 9)؛

طول عمر (log tc از 13 تا 15)؛

زمان تخریب (log td از 14 تا 16)؛

زمان توسعه بهینه (log tk از 10 تا 12).

نمودار:

پیاده سازی های فنی اثر

اجرای فنی اثر

اجرام نجومی شناخته شده ای وجود دارد - تپ اخترها - اجرام فشرده چرخان با میدان مغناطیسی بسیار قوی، ناشی از فروپاشی گرانشی. تحت شرایط خاص، آنها دارای یک دوره انقلاب بسیار آهسته متغیر هستند. یکی از این تپ اخترها می تواند با موفقیت به عنوان استاندارد زمان و فرکانس مورد استفاده قرار گیرد و برای استفاده در هر نقطه از جهان در دسترس است.

اعمال یک اثر

روش استفاده از نظر تئوری ممکن است: فروپاشی گرانشی - یک شتاب دهنده ذره جهانی که قادر به شتاب دادن به هر ذره، صرف نظر از بارهای الکتریکی، لپتونیک، باریون، اسپین، گشتاور مغناطیسی و غیره است.