A csillagok evolúciója a fejlődés különböző módjai. A csillagfejlődés utolsó szakaszai
Bár a csillagok emberi időskálán örökkévalónak tűnnek, mint minden természetben, születnek, élnek és meghalnak. A gáz- és porfelhő általánosan elfogadott hipotézise szerint a csillag egy csillagközi gáz- és porfelhő gravitációs összenyomásának eredményeként születik. Ahogy egy ilyen felhő sűrűsödik, először kialakul protosztár, a középpontjában a hőmérséklet folyamatosan növekszik, amíg el nem éri azt a határt, amely ahhoz szükséges, hogy a részecskék hőmozgásának sebessége túllépje a küszöbértéket, ami után a protonok képesek legyőzni a kölcsönös elektrosztatikus taszítás makroszkopikus erőit ( cm. Coulomb-törvény) és termonukleáris fúziós reakcióba lépnek ( cm. Nukleáris bomlás és fúzió).
Négy protonból álló többlépcsős termonukleáris fúziós reakció eredményeként végül egy héliummag (2 proton + 2 neutron) keletkezik, és egy egész szökőkút szabadul fel különböző elemi részecskékből. Végső állapotban a képződött részecskék össztömege kisebb a négy eredeti proton tömege, ami azt jelenti, hogy a reakció során szabad energia szabadul fel ( cm. Relativitás-elmélet). Emiatt az újszülött csillagok belső magja gyorsan ultramagas hőmérsékletre melegszik fel, és a felesleges energiája a kevésbé forró felület felé kezd kifröccsenni – és kifelé. Ugyanakkor a csillag középpontjában a nyomás növekedni kezd ( cm. Az ideális gáz állapotegyenlete). Így a termonukleáris reakció során a hidrogén „elégetésével” a csillag nem engedi, hogy a gravitációs vonzás erői szupersűrűségbe sűrítsék össze magát, folyamatosan megújuló belső hőnyomással ellensúlyozva a gravitációs összeomlást, ami stabil energiát eredményez. egyensúly. Az aktív hidrogénégető szakaszban lévő csillagokról azt mondják, hogy életciklusuk vagy evolúciójuk "fő fázisában" vannak. cm. Hertzsprung-Russell diagram). Az egyik kémiai elem átalakulását a másikba a csillag belsejében nevezzük nukleáris fúzió vagy nukleoszintézis.
A Nap körülbelül 5 milliárd éve a hidrogén elégetésének aktív szakaszában van az aktív nukleoszintézis folyamatában, és a magban lévő hidrogéntartalékoknak elegendőnek kell lenniük a világítótestünk számára további 5,5 milliárd évre. Minél nagyobb a csillag tömege, annál több a hidrogén üzemanyaga, de a gravitációs összeomlás erőinek ellensúlyozása érdekében a hidrogént olyan sebességgel kell elégetnie, amely meghaladja a hidrogéntartalékok növekedési ütemét a csillag tömegének növekedésével. Így minél nagyobb tömegű a csillag, annál rövidebb az élettartama, amelyet a hidrogéntartalékok kimerülése határoz meg, és a legnagyobb csillagok szó szerint "néhány" tízmillió év alatt kiégnek. A legkisebb csillagok viszont több száz milliárd évig kényelmesen élnek. Tehát e skála szerint a mi Napunk az „erős középparasztokhoz” tartozik.
Előbb-utóbb azonban bármelyik csillag elhasználja a fúziós kemencében az elégetéshez rendelkezésre álló hidrogént. Mi a következő lépés? Ez a csillag tömegétől is függ. A Nap (és minden csillag tömege nyolcszorosánál kisebb) nagyon banális módon fejezi be életét. Ahogy a csillag belsejében lévő hidrogéntartalékok kimerülnek, a gravitációs összehúzódási erők, amelyek a csillag születése óta türelmesen vártak erre az órára, elkezdenek érvényesülni - és ezek hatására a csillag beindul. zsugorodni és lecsapódni. Ennek a folyamatnak kettős hatása van: A közvetlenül a csillag magja körüli rétegekben a hőmérséklet olyan szintre emelkedik, amelynél az ott található hidrogén végül fúziós reakcióba lép, hélium képződésével. Ugyanakkor magában a magban, amely jelenleg gyakorlatilag egy héliumból áll, a hőmérséklet annyira megemelkedik, hogy maga a hélium - a nukleoszintézis bomló elsődleges reakciójának egyfajta "hamuja" - új termonukleáris fúziós reakcióba lép: szénatom három héliummagból képződik. A termonukleáris fúziónak ez a másodlagos reakciója, amelyet az elsődleges reakció termékei táplálnak, a csillagok életciklusának egyik kulcsfontosságú pillanata.
A hélium másodlagos égése során a csillagok magjában annyi energia szabadul fel, hogy a csillag szó szerint duzzadni kezd. Különösen a Nap burka ebben az életszakaszban fog kitágulni a Vénusz pályáján túlra. Ebben az esetben a csillag teljes sugárzási energiája megközelítőleg ugyanazon a szinten marad, mint élete fő szakaszában, de mivel ez az energia most sokkal nagyobb felületen bocsát ki, a csillag külső rétege vörösre hűl. a spektrum része. A csillag átváltozik vörös óriás.
Az olyan csillagok esetében, mint a Nap, a nukleoszintézis másodlagos reakcióját tápláló üzemanyag kimerülése után ismét beáll a gravitációs összeomlás szakasza - ezúttal a végső. A mag belsejében a hőmérséklet már nem képes arra a szintre emelkedni, amely a fúzió következő szintjének elindításához szükséges. Ezért a csillag addig zsugorodik, amíg a gravitációs vonzás erőit a következő erőgát kiegyenlíti. Az ő szerepében az degenerált elektrongáz nyomás(cm. Chandrasekhar határ). Az elektronok, amelyek eddig a csillagfejlődésben a munkanélküli statiszták szerepét játszották, nem vesznek részt a magfúziós reakciókban, és szabadon mozognak a fúziós folyamatban lévő atommagok között, a kompresszió egy bizonyos szakaszában megfosztják őket „élettér”, és elkezdenek „ellenállni” a csillag további gravitációs összenyomódásának. A csillag állapota stabilizálódik, és degenerálttá válik fehér törpe, amely maradékhőt sugároz az űrbe, amíg teljesen ki nem hűl.
A Napnál nagyobb tömegű csillagok sokkal látványosabb végre várnak. A hélium elégetése után tömegük a kompresszió során elegendőnek bizonyul ahhoz, hogy a mag és a héj olyan hőmérsékletre hevüljön, amely a következő nukleoszintézis-reakciók - szén, majd szilícium, magnézium - és így tovább, a magtömeg növekedésével elindul. Ugyanakkor a csillag magjában minden új reakció elején az előző a héjában folytatódik. Valójában az Univerzumot alkotó összes kémiai elem, a vasig, pontosan nukleoszintézis eredményeként jött létre az ilyen típusú haldokló csillagok belsejében. De a vas a határ; nem szolgálhat üzemanyagként magfúzióhoz vagy bomlási reakciókhoz semmilyen hőmérsékleten és nyomáson, mivel mind bomlásához, mind további nukleonok hozzáadásához külső energia beáramlása szükséges. Ennek eredményeként egy hatalmas csillag fokozatosan felhalmoz magában egy vasmagot, amely nem tud üzemanyagként szolgálni további nukleáris reakciókhoz.
Amint az atommag belsejében a hőmérséklet és a nyomás elér egy bizonyos szintet, az elektronok kölcsönhatásba lépnek a vasmagok protonjaival, ami neutronok képződését eredményezi. És nagyon rövid időn belül - egyes teoretikusok úgy vélik, hogy ez másodpercek kérdése - a csillag előző evolúciója során szabaddá vált elektronok szó szerint feloldódnak a vasmagok protonjaiban, a csillag magjának anyaga folytonos anyaggá alakul. neutroncsomó, és a gravitációs összeomlás során gyorsan zsugorodni kezd, mivel a vele szemben álló degenerált elektrongáz nyomása nullára csökken. A csillag külső héja, amely alól minden támasz kiütődik, a közepe felé omlik. Az összeomlott külső héj ütközési energiája a neutronmaggal olyan nagy, hogy nagy sebességgel visszapattan és minden irányba szétszóródik a magról – a csillag pedig szó szerint egy vakító villanással felrobban. szupernóva csillagok. Egy szupernóva-robbanás során pillanatok alatt több energia szabadulhat fel az űrbe, mint a galaxis összes csillaga együttvéve ugyanannyi idő alatt.
A 10-30 naptömegű csillagokban a szupernóva-robbanás és a héj tágulása után a folyamatban lévő gravitációs összeomlás neutroncsillag kialakulásához vezet, amelynek anyaga addig sűrítve van, amíg érezni nem kezdi magát. degenerált neutronok nyomása - más szóval, most a neutronok (akárcsak az elektronok korábban) kezdenek ellenállni a további kompressziónak, ami megköveteli saját magadélettér. Ez általában akkor következik be, amikor a csillag eléri a körülbelül 15 km átmérőjű méretet. Ennek eredményeként gyorsan forgó neutroncsillag képződik, amely forgási gyakoriságával elektromágneses impulzusokat bocsát ki; az ilyen csillagokat hívják pulzárok. Végül, ha a csillag magjának tömege meghaladja a 30 naptömeget, semmi sem állíthatja meg további gravitációs összeomlását, és egy szupernóva-robbanás következtében
Egy tömegcsillag t☼ és R sugara az E potenciális energiájával jellemezhető . Lehetséges vagy gravitációs energia Egy csillagról azt a munkát nevezzük, amelyet el kell költeni ahhoz, hogy a csillag anyagát a végtelenségig permetezzük. Ezzel szemben ez az energia felszabadul, amikor a csillag összehúzódik, azaz. ahogy a sugara csökken. Ennek az energiának az értéke a következő képlettel számítható ki:
A Nap potenciális energiája: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Egy csillag gravitációs összehúzódási folyamatának elméleti tanulmányozása kimutatta, hogy a csillag potenciális energiájának körülbelül a felét sugározza ki, míg a másik felét tömege hőmérsékletének körülbelül tízmillió kelvinre való emelésére fordítja. Könnyű azonban megbizonyosodni arról, hogy a Nap 23 millió év múlva kisugározta volna ezt az energiát. Tehát a gravitációs összehúzódás csak fejlődésük néhány meglehetősen rövid szakaszában lehet energiaforrás a csillagok számára.
A termonukleáris fúzió elméletét Karl Weizsacker és Hans Bethe német fizikusok fogalmazták meg 1938-ban. Ennek előfeltétele először is az volt, hogy F. Aston (Anglia) 1918-ban meghatározta a hélium atom tömegét, ami megegyezik a hidrogénatom 3,97 tömegével. , másodszor a testtömeg közötti kapcsolat azonosítása 1905-ben tés az energiája E Einstein-képlet formájában:
ahol c a fénysebesség, harmadszor az 1929-es felfedezés, miszerint az alagúthatás miatt két egyforma töltésű részecske (két proton) olyan távolságra tud megközelíteni, ahol a vonzóerő nagyobb lesz, valamint az 1932-es felfedezés a pozitron e + és a neutron p.
A termonukleáris fúziós reakciók közül az első és leghatékonyabb a hélium atommagjában négy p proton képződése a séma szerint:
Itt az számít, hogy mi történik itt. tömeghiba: egy héliummag tömege 4,00389 a.m.u, míg a négy proton tömege 4,03252 a.m.u. Az Einstein-képlet segítségével kiszámítjuk egy héliummag képződése során felszabaduló energiát:
Könnyű kiszámítani, hogy ha a Nap a fejlődés kezdeti szakaszában csak hidrogénből állna, akkor héliummá történő átalakulása elegendő lenne a Nap csillagként való létezéséhez, a jelenlegi körülbelül 100 milliárd éves energiaveszteséggel. Valójában a hidrogén körülbelül 10%-ának "kiégéséről" beszélünk a csillag legmélyebb belsejéből, ahol a hőmérséklet elegendő a fúziós reakciókhoz.
A héliumfúziós reakciók kétféleképpen mehet végbe. Az elsőt úgy hívják pp-ciklus, második - Val vel NO-ciklus. Mindkét esetben, minden héliummagban kétszer, a proton neutronná alakul a séma szerint:
,
ahol V- neutrínó.
Az 1. táblázat bemutatja az egyes termonukleáris fúziós reakciók átlagos idejét, azt az intervallumot, amely alatt a kezdeti részecskék száma kb. e egyszer.
1. táblázat Hélium szintézis reakciói.
A fúziós reakciók hatékonyságát a forrás ereje jellemzi, az anyag egységnyi tömegére jutó energia mennyisége egységnyi idő alatt. Az elméletből az következik
, mivel . Hőmérséklet korlát T, amely felett a főszerepet nem pp-, a CNO ciklus, egyenlő 15∙10 6 K. A Nap belsejében a főszerep a pp- ciklus. Éppen azért, mert az első reakciója nagyon hosszú karakterisztikus idővel rendelkezik (14 milliárd év), a Nap és a hasonló csillagok mintegy tízmilliárd évig járják evolúciós útjukat. A nagyobb tömegű fehér csillagok esetében ez az idő tízszer és százszor rövidebb, mivel a fő reakciók jellemző ideje sokkal rövidebb CNO- ciklus.Ha egy csillag belsejében a hőmérséklet a hidrogén kimerülése után eléri a több száz millió kelvint, és ez lehetséges tömegű csillagoknál t>1,2m ☼ , akkor a hélium szénné alakításának reakciója válik energiaforrássá a séma szerint:
. A számítás azt mutatja, hogy a csillag körülbelül 10 millió év alatt használja fel a héliumtartalékait. Ha tömege elég nagy, az atommag tovább zsugorodik, és 500 millió fok feletti hőmérsékleten bonyolultabb atommagok fúziós reakciói is lehetővé válnak a séma szerint: 
Magasabb hőmérsékleten a következő reakciók mennek végbe:
stb. egészen a vasmagok kialakulásáig. Ezek reakciók hőtermelő, lefolyásuk következtében energia szabadul fel.
Mint tudjuk, az energia, amelyet a csillag a környező térbe sugároz, felszabadul a belsejében, és fokozatosan felszivárog a csillag felszínére. Ez az energiaátvitel a csillag anyagának vastagságán keresztül két mechanizmussal valósítható meg: sugárzó átadás vagy konvekció.
Az első esetben kvantumok többszöri abszorpciójáról és újraemissziójáról beszélünk. Valójában minden ilyen aktus során a kvantumok kettéválása megtörténik, ezért a csillagok belsejében a termonukleáris fúzió során keletkező kemény γ-kvantumok helyett alacsony energiájú kvantumok milliói érik el a felszínét. Ebben az esetben az energiamegmaradás törvénye teljesül.
Az energiaátvitel elméletében bevezetik egy bizonyos υ frekvenciájú kvantum szabad úthosszának fogalmát. Könnyen belátható, hogy csillagkörülmények között a kvantum szabad útjának hossza nem haladja meg a néhány centimétert. Az energiakvantumoknak a csillag középpontjából a felszínére való kiszivárgásának idejét pedig évmilliókban mérik, azonban a csillagok belsejében olyan körülmények adódhatnak, amelyekben az ilyen sugárzási egyensúly megsérül. Hasonlóan viselkedik a víz egy alulról melegített edényben is. Egy bizonyos ideig a folyadék itt egyensúlyi állapotban van, mivel a molekula, miután energiafelesleget kapott közvetlenül az edény aljáról, az ütközésekből származó energia egy részét képes átadni más magasabb molekuláknak. Így egy bizonyos hőmérsékleti gradiens jön létre az edényben annak aljától a felső széléig. Idővel azonban az a sebesség, amellyel a molekulák az ütközések során energiát felfelé tudnak továbbítani, kisebb lesz, mint az alulról történő hőátadás sebessége. Forralás következik be - hőátadás az anyag közvetlen mozgásával.
A csillagok, mint tudják, a termonukleáris fúziós reakciókból nyerik energiájukat, és előbb-utóbb minden csillagnak van egy pillanata, amikor a termonukleáris üzemanyag véget ér. Minél nagyobb egy csillag tömege, annál gyorsabban éget el mindent, amit csak tud, és jut el létezésének végső szakaszába. A további események különböző forgatókönyvek szerint alakulhatnak, melyik - elsősorban ismét a tömegtől függ.
Abban az időben, amikor a csillag közepén lévő hidrogén „kiég”, egy hélium mag szabadul fel benne, amely összehúzódik és energiát szabadít fel. A jövőben a hélium és az azt követő elemek égési reakciói kezdődhetnek meg benne (lásd alább). A külső rétegek a felhevült magból érkező megnövekedett nyomás hatására sokszor megnövekednek, a csillag vörös óriássá válik.
A csillag tömegétől függően különböző reakciók lejátszódhatnak benne. Ez határozza meg, hogy a csillag milyen összetételű lesz, mire a fúzió elhalványul.
fehér törpék
A körülbelül 10 MC tömegű csillagok magja kevesebb, mint 1,5 MC. A termonukleáris reakciók befejeződése után a sugárzási nyomás leáll, és a mag a gravitáció hatására zsugorodni kezd. Addig préselik, amíg a degenerált elektrongáz nyomása a Pauli-elv miatt zavarni nem kezd. A külső rétegek lehullanak és szétoszlanak, és egy planetáris ködöt alkotnak. Az első ilyen ködöt Charles Messier francia csillagász fedezte fel 1764-ben, és M27-ként katalógusba vették.
Ami a magból kikerült, azt fehér törpének nevezik. A fehér törpék sűrűsége nagyobb, mint 10 7 g/cm 3, felszíni hőmérsékletük pedig körülbelül 10 4 K. A fényesség 2-4 nagyságrenddel kisebb, mint a Napé. Termonukleáris fúzió nem megy végbe benne, az általa kibocsátott összes energia korábban felhalmozódott, így a fehér törpék lassan kihűlnek és megszűnnek láthatóak lenni.
Egy fehér törpe akkor is megvan az esélye, hogy aktív legyen, ha egy kettőscsillag része, és magára vonja egy társ tömegét (például a társ vörös óriássá vált, és a teljes Roche-lebenyét megtöltötte tömegével). Ebben az esetben bármelyik hidrogénszintézis megkezdődhet a CNO-ciklusban a fehér törpében lévő szén felhasználásával, és a külső hidrogénréteg ("új" csillag) leszakadásával érhet véget. Vagy a fehér törpe tömege annyira megnőhet, hogy szén-oxigén komponense kigyullad, robbanásveszélyes égéshullám jön a központból. Ennek eredményeként nehéz elemek képződnek nagy mennyiségű energia felszabadulásával:
12 С + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
A csillag fényereje 2 hétig erősen növekszik, majd további 2 hétig rohamosan csökken, majd 50 nap alatt körülbelül 2-szeresére csökken tovább. A fő energia (kb. 90%) gamma-kvantumok formájában szabadul fel a nikkelizotóp-bomlási láncból, ezt a jelenséget 1-es típusú szupernóvának nevezik.
Nincsenek 1,5 vagy több naptömegű fehér törpék. Ez azzal magyarázható, hogy a fehér törpe létezéséhez egyensúlyba kell hozni a gravitációs kompressziót az elektrongáz nyomásával, de ez legfeljebb 1,4 M C tömegnél történik, ezt a korlátozást Chandrasekhar határértéknek nevezik. Az érték a nyomóerők és a gravitációs összehúzódási erők egyenlőségének feltételeként kapható meg, feltéve, hogy az elektronok nyomatékát az általuk elfoglalt térfogatra vonatkozó bizonytalansági összefüggés határozza meg, és a fénysebességhez közeli sebességgel mozognak.
neutroncsillagok
A nagyobb tömegű (> 10 M C) csillagok esetében kicsit másképp történnek a dolgok, a magban a magas hőmérséklet energiaelnyelő reakciókat indít el, mint például a protonok, neutronok és alfa részecskék kiütése az atommagokból, valamint az e- nagy energiájú elektronok befogása, amelyek kompenzálják a két mag tömegkülönbségét. A második reakció neutronfelesleget hoz létre az atommagban. Mindkét reakció a csillag lehűléséhez és általános összehúzódásához vezet. Amikor a magfúzió energiája véget ér, az összehúzódás a héj szinte szabad esésévé válik az összehúzódó magra. Ez élesen felgyorsítja a fúzió sebességét a külső lehulló rétegekben, ami néhány perc alatt hatalmas mennyiségű energia kibocsátásához vezet (hasonlóan ahhoz az energiához, amelyet a fénycsillagok teljes létezésük során bocsátanak ki).
A nagy tömeg miatt az összeomló atommag legyőzi az elektrongáz nyomását és tovább húzódik. Ebben az esetben p + e - → n + ν e reakciók mennek végbe, amelyek után szinte nincs olyan elektron, amely zavarná a kompressziót az atommagban. A kompresszió 10–30 km-es méretig következik be, ami megfelel a neutron degenerált gáz nyomása által meghatározott sűrűségnek. Az atommagra eső anyag fogadja a neutronmagról visszaverődő lökéshullámot és az összenyomódás során felszabaduló energia egy részét, ami a külső héj gyors oldalra kilökéséhez vezet. A létrejövő objektumot neutroncsillagnak nevezzük. A gravitációs összehúzódásból felszabaduló energia nagy részét (90%-át) a neutrínók elviszik az összeomlás utáni első másodpercekben. A fenti folyamatot II típusú szupernóva-robbanásnak nevezik. A robbanás energiája akkora, hogy néhányuk szabad szemmel (ritkán) látható, még nappali fényben is. Az első szupernóvát kínai csillagászok jegyezték fel i.sz. 185-ben. Jelenleg évente több száz járványkitörést regisztrálnak.
Az így létrejövő neutroncsillag sűrűsége ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . A szögimpulzus megőrzése a csillag összehúzódása során nagyon rövid forgási periódusokhoz vezet, általában 1 és 1000 ms között. A hétköznapi sztárok számára az ilyen időszakok lehetetlenek, mert Gravitációjuk nem lesz képes ellensúlyozni az ilyen forgásból származó centrifugális erőket. A neutroncsillagok mágneses tere nagyon nagy, a felszínen eléri a 10 12 -10 13 gauss értéket, ami erős elektromágneses sugárzást eredményez. A forgástengellyel nem egybeeső mágneses tengely oda vezet, hogy egy neutroncsillag periodikus (forgási periódusú) sugárzási impulzusokat küld egy adott irányba. Az ilyen csillagot pulzárnak nevezik. Ez a tény segítette kísérleti felfedezésüket, és felfedezésre használják. A neutroncsillagot jóval nehezebb optikai módszerekkel észlelni annak alacsony fényereje miatt. A forgási periódus fokozatosan csökken az energia sugárzássá való átalakulása miatt.
A neutroncsillagok külső rétege kristályos anyagból, főként vasból és a szomszédos elemekből áll. A többi tömeg nagy része neutron, a középpontban pionok és hiperonok lehetnek. A csillag sűrűsége a középpont felé növekszik, és sokkal nagyobb értékeket érhet el, mint a nukleáris anyag sűrűsége. Az anyag viselkedése ilyen sűrűségeknél kevéssé ismert. Vannak elméletek a szabad kvarkokról, beleértve nem csak az első generációt, a hadronanyag ilyen extrém sűrűsége esetén. Lehetséges a neutronanyag szupravezető és szuperfolyékony állapota.
A neutroncsillagok hűtésére 2 mechanizmus létezik. Az egyik ilyen a fotonok kibocsátása, mint mindenhol. A második mechanizmus a neutrínó. Addig érvényesül, amíg a maghőmérséklet 10 8 K felett van. Általában 10 6 K feletti felületi hőmérsékletnek felel meg, és 10 5 −10 6 évig tart. Számos módja van a neutrínók kibocsátásának:
Fekete lyukak
Ha az eredeti csillag tömege meghaladta a 30 naptömeget, akkor a szupernóva-robbanás során keletkezett mag 3 M C-nál nehezebb lesz. Ekkora tömeg mellett a neutrongáz nyomása már nem tudja visszatartani a gravitációt, és a mag nem áll meg a neutroncsillag állapotában, hanem tovább omlik (a kísérletileg felfedezett neutroncsillagok tömege azonban nem haladja meg a 2 naptömeget , nem három). Ezúttal semmi sem akadályozza meg az összeomlást, és fekete lyuk keletkezik. Ez az objektum tisztán relativisztikus természetű, és nem magyarázható meg GR nélkül. Annak ellenére, hogy az anyag az elmélet szerint egy pontba omlott össze - szingularitás, a fekete lyuk sugara nem nulla, ezt Schwarzschild-sugárnak nevezik:
R W \u003d 2GM / c 2.
A sugár egy fekete lyuk gravitációs mezejének határát jelöli, amely még a fotonok számára is leküzdhetetlen, ezt nevezzük eseményhorizontnak. Például a Nap Schwarzschild sugara mindössze 3 km. Az eseményhorizonton kívül a fekete lyuk gravitációs tere megegyezik egy tömegű közönséges objektuméval. A fekete lyuk csak közvetett hatásokkal figyelhető meg, mivel maga nem sugároz észrevehető energiát.
Annak ellenére, hogy semmi sem hagyhatja el az eseményhorizontot, egy fekete lyuk továbbra is képes sugárzást létrehozni. A kvantumfizikai vákuumban folyamatosan születnek és tűnnek el virtuális részecske-antirészecske párok. A fekete lyukak legerősebb gravitációs tere kölcsönhatásba léphet velük, mielőtt eltűnnének és elnyelnék az antirészecskét. Ha a virtuális antirészecske összenergiája negatív volt, akkor a fekete lyuk tömeget veszít, és a megmaradt részecske valóságossá válik, és elegendő energiát kap ahhoz, hogy elrepüljön a fekete lyuk mezőjéből. Ezt a sugárzást Hawking-sugárzásnak nevezik, és feketetest-spektruma van. Hozzá lehet rendelni egy bizonyos hőmérsékletet:
Ennek a folyamatnak a hatása a legtöbb fekete lyuk tömegére elhanyagolható ahhoz az energiához képest, amelyet még a CMB-től kapnak. Ez alól kivételt képeznek az ereklyeszerű mikroszkopikus fekete lyukak, amelyek az Univerzum fejlődésének korai szakaszában keletkezhettek. A kis méretek felgyorsítják a párolgási folyamatot és lelassítják a tömegnövelési folyamatot. Az ilyen fekete lyukak párolgási utolsó szakaszának robbanással kell végződnie. Soha nem rögzítettek a leírásnak megfelelő robbanást.
A fekete lyukba eső anyag felmelegszik, és röntgensugárzás forrásává válik, ami közvetett jele a fekete lyuk jelenlétének. Amikor egy nagy szögimpulzusú anyag beleesik a fekete lyukba, egy forgó akkréciós korongot képez körülötte, amelyben a részecskék energiát és szögimpulzusukat veszítik, mielőtt a fekete lyukba esnének. Egy szupermasszív fekete lyuk esetében a korong tengelye mentén két jól elkülöníthető irány van, amelyben a kibocsátott sugárzás nyomása és az elektromágneses hatások felgyorsítják a korongból kiütő részecskéket. Ez mindkét irányban erőteljes anyagsugarat hoz létre, amely szintén regisztrálható. Az egyik elmélet szerint így rendeződnek el a galaxisok és kvazárok aktív magjai.
A forgó fekete lyuk összetettebb objektum. Forgásával „befog” egy bizonyos térrégiót az eseményhorizonton túl („Lense-Thirring effect”). Ezt a területet ergoszférának, határát statikus határnak nevezzük. A statikus határérték egy ellipszoid, amely egybeesik az eseményhorizonttal a fekete lyuk forgásának két pólusán.
A forgó fekete lyukak egy további energiaveszteségi mechanizmussal rendelkeznek az ergoszférába került részecskékre való átvitel révén. Ez az energiaveszteség a szögimpulzus elvesztésével jár, és lelassítja a forgást.
Bibliográfia
- S.B. Popov, M.E. Prokhorov "Egyetlen neutroncsillagok asztrofizikája: rádiócsendes neutroncsillagok és magnetárok" SAI MSU, 2002
- William J. Kaufman "A relativitás kozmikus határai" 1977
- Egyéb internetes források
december 20 10 év
Mint minden test a természetben, a csillagok sem maradhatnak változatlanok. Megszületnek, fejlődnek és végül "meghalnak". A csillagok evolúciója évmilliárdokat vesz igénybe, de keletkezésük idejével kapcsolatban viták vannak. Korábban a csillagászok úgy vélték, hogy a csillagporból való "születésük" folyamata több millió évig tartott, de nem is olyan régen a Nagy Orion-köd összetételéből készült fényképeket készítettek az égbolt egy régiójáról. Az évek során volt egy kis
Az 1947-es fényképeken csillagszerű objektumok egy kis csoportját rögzítették ezen a helyen. 1954-re ezek egy része már hosszúkássá vált, és újabb öt év elteltével ezek a tárgyak különálló tárgyakra bomlottak. Így először a csillagok születésének folyamata szó szerint a csillagászok előtt zajlott le.
Nézzük meg közelebbről, hogyan zajlik a csillagok szerkezete és evolúciója, hogyan kezdik és fejezik be végtelen, emberi mércével mért életüket.
A tudósok hagyományosan azt feltételezik, hogy a csillagok a gáz-por környezet felhőinek kondenzációja eredményeként jönnek létre. A gravitációs erők hatására a kialakult felhőkből sűrű szerkezetű, átlátszatlan gázgömb képződik. Belső nyomása nem tudja kiegyenlíteni az őt összenyomó gravitációs erőket. Fokozatosan a golyó annyira összezsugorodik, hogy a csillag belsejének hőmérséklete megemelkedik, és a golyó belsejében lévő forró gáz nyomása kiegyenlíti a külső erőket. Ezt követően a tömörítés leáll. Ennek a folyamatnak az időtartama a csillag tömegétől függ, és általában kettőtől több száz millió évig terjed.
A csillagok szerkezete nagyon magas hőmérsékletet jelent mélységükben, ami hozzájárul a folyamatos termonukleáris folyamatokhoz (az őket alkotó hidrogén héliummá alakul). Ezek a folyamatok okozzák a csillagok intenzív sugárzását. Azt, hogy mennyi ideig fogyasztják a rendelkezésre álló hidrogénkészletet, a tömegük határozza meg. A sugárzás időtartama is ettől függ.
Amikor a hidrogéntartalékok kimerülnek, a csillagok evolúciója megközelíti a kialakulásának szakaszát, ami a következőképpen történik. Az energiafelszabadulás megszűnése után a gravitációs erők elkezdik összenyomni az atommagot. Ebben az esetben a csillag mérete jelentősen megnő. A fényerő is nő, ahogy a folyamat folytatódik, de csak vékony rétegben a mag határán.
Ezt a folyamatot a zsugorodó héliummag hőmérsékletének növekedése és a héliummagok szénmagokká történő átalakulása kíséri.
Az előrejelzések szerint Napunk nyolcmilliárd éven belül vörös óriássá válik. Ugyanakkor a sugara több tízszeresére, a fényerő pedig több százszorosára nő a jelenlegi mutatókhoz képest.
A csillagok élettartama, mint már említettük, a tömegétől függ. A napnál kisebb tömegű tárgyak nagyon gazdaságosan "kihasználják" tartalékaikat, így akár több tízmilliárd évig is ragyoghatnak.
A csillagok evolúciója a keletkezéssel ér véget, ez történik azokkal, amelyek tömege közel van a Nap tömegéhez, azaz. nem haladja meg az 1,2-t.
Az óriáscsillagok hajlamosak gyorsan kimeríteni a nukleáris üzemanyag-készletüket. Ez jelentős tömegveszteséggel jár, különösen a külső héjak leválása miatt. Ennek eredményeként csak egy fokozatosan lehűlő központi rész marad meg, amelyben a nukleáris reakciók teljesen leálltak. Idővel az ilyen csillagok leállítják sugárzásukat és láthatatlanná válnak.
De néha a csillagok normális evolúciója és szerkezete megzavarodik. Ez leggyakrabban olyan hatalmas objektumokra vonatkozik, amelyek minden típusú termonukleáris üzemanyagot kimerítettek. Aztán neutronokká alakíthatók át, vagy És minél több tudós tanul meg ezekről a tárgyakról, annál több új kérdés merül fel.
A csillagok életciklusa
Egy közönséges csillag úgy szabadít fel energiát, hogy a magjában található nukleáris kemencében a hidrogént héliummá alakítja. Miután a csillag felhasználta a hidrogént a központban, elkezd kiégni a csillag héjában, amely megnövekszik és megduzzad. A csillag mérete nő, hőmérséklete csökken. Ez a folyamat vörös óriásokat és szuperóriásokat eredményez. Az egyes csillagok élettartamát a tömegük határozza meg. A hatalmas csillagok életciklusukat egy robbanással zárják. A csillagok, mint a Nap, összezsugorodnak és sűrű fehér törpékké válnak. A vörös óriásból fehér törpévé való átalakulás folyamatában a csillagok a külső rétegeit könnyed, gáznemű burokként leválják, feltárva a magot.
Az EMBER ÉS LELKE című könyvből. Élet a fizikai testben és az asztrális világban a szerző Ivanov Yu M A szerző Great Soviet Encyclopedia (GI) című könyvéből TSB Az Utazók című könyvből szerző Nyikolaj Dorozhkin Az Ingatlangazdaságtan című könyvből szerző Burkhanova NataliaNehéz életút Hazai tudósaink hozzáállása Sven Hedinhez jelentős változásokon ment keresztül. Az okok mind magának Hedinnek a jellemében, mind a korabeli politikai helyzetekben rejlenek. Fiatalkora óta ismeri az orosz nyelvet, és szimpátiát érez Oroszország és Oroszország iránt
A Finance: Cheat Sheet című könyvből szerző szerző ismeretlen4. Ingatlantárgyak életciklusa Mivel az ingatlanok létezésük során gazdasági, fizikai, jogi változásokon mennek keresztül, minden ingatlan (a föld kivételével) a következő szakaszokon megy keresztül
A Mindent mindenről című könyvből. 5. kötet a szerző Likum Arkady47. A PÉNZÜGYEK HATÁSA A NÉPESSÉG ÉLETNÉVÉRE
A Szervezeti magatartás: csalólap című könyvből szerző szerző ismeretlenTávol van a csillagoktól? Vannak az univerzumban olyan csillagok, amelyek olyan messze vannak tőlünk, hogy még a távolságukat sem tudjuk meghatározni, vagy beállítani a számukat. De milyen messze van a legközelebbi csillag a Földtől? A Föld és a Nap távolsága 150 000 000 kilométer. A fény óta
A Marketing: Cheat Sheet című könyvből szerző szerző ismeretlen50. A SZERVEZET ÉLETCIKLUSA A szervezet életciklusának fogalma széles körben elterjedt - a környezettel való kölcsönhatás során bizonyos állapotsorral változik. Vannak bizonyos szakaszok, amelyeken a szervezetek átmennek, és
A Biology című könyvből [Teljes útmutató a vizsgára való felkészüléshez] szerző Lerner György Isaakovich45. A TERMÉK ÉLETCIKLUSA A termék életciklusa az eladások és a nyereség változása az életciklusa során. A terméknek van egy származási, növekedési, érettségi szakasza és egy vége – „halál”, elhagyás.1. Stage "fejlesztés és bevezetés a piacon". Ez a marketingbe való befektetés időszaka
A 200 híres mérgezés könyvéből a szerző Antsyskin Igor2.7. A sejt az élőlények genetikai egysége. A kromoszómák, szerkezetük (alakjuk és méretük) és funkcióik. A kromoszómák száma és fajállandósága. A szomatikus és csírasejtek jellemzői. A sejt életciklusa: interfázis és mitózis. A mitózis a szomatikus sejtek osztódása. Meiosis. Fázisok
Az A Quick Reference Book of Necesses Knowledge című könyvből szerző Csernyavszkij Andrej Vlagyimirovics4.5.1. Az algák életciklusa A zöldalgák felosztása egysejtű gyarmati és többsejtű növényeket foglal magában. Összesen körülbelül 13 ezer faj van. A Chlamydomonas, a chlorella egysejtűek. A kolóniákat volvox és pandorina sejtek alkotják. Többsejtűre
A Népszerű asztrológus című könyvből szerző Shalashnikov IgorA CSILLAGOK ÁLDOZATAI Cardano olasz matematikus filozófus, orvos és asztrológus volt. Eleinte kizárólag az orvostudománysal foglalkozott, 1534-től azonban a matematika professzora volt Milánóban és Bolognában; szerény jövedelmének növelésére azonban a professzor nem távozott
A legújabb filozófiai szótár című könyvből szerző Gritsanov Alekszandr Alekszejevics25 legközelebbi csillag mV - vizuális magnitúdó; r a csillag távolsága, pc; L a csillag fényessége (sugárzási teljesítménye), a Nap fényességi egységeiben kifejezve (3,86–1026)
A könyvből ismerem a világot. Vírusok és betegségek szerző Chirkov S. N.Csillagtípusok Az Univerzum többi csillagához képest a Nap törpecsillag, és a normál csillagok kategóriájába tartozik, amelyek mélyén a hidrogén héliummá alakul. Így vagy úgy, de a csillagtípusok nagyjából egy-egy életciklusát írják le külön-külön
A szerző könyvébőlAz "ÉLETVILÁG" (Lebenswelt) Husserl kései fenomenológiájának egyik központi fogalma, amelyet egy szigorúan fenomenológiai módszer szűk horizontjának leküzdése eredményeként fogalmazott meg a tudat világösszefüggésének problémáival. A „globális” ilyen jellegű bevonása
A szerző könyvébőlA vírus életciklusa Minden vírus a saját egyedi módon jut be a sejtbe. A behatolás után mindenekelőtt le kell vetnie a felsőruházatát, hogy legalább részben feltárja nukleinsavát és elkezdje másolni.A vírus munkája jól szervezett.