ستاره نوترونی و سیاهچاله ابرنواخترها، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها. مجرد و جفت

جاذبه موضوع اساسی بسیاری از این سوالات است. این نیروی تعیین کننده در فضا است. این سیارات را در مدار خود نگه می دارد، ستارگان و کهکشان ها را به هم متصل می کند و سرنوشت جهان ما را تعیین می کند. توصیف نظری گرانش که توسط اسحاق نیوتن در قرن هفدهم ایجاد شد، به اندازه کافی دقیق است که بتواند مسیر فضاپیماها را در پروازها به مریخ، مشتری و مشتری محاسبه کند. فراتر. اما پس از سال 1905 که آلبرت انیشتین نشان داد نظریه خاص نسبیت، که انتقال آنی اطلاعات غیرممکن است، فیزیکدانان متوجه شدند که قوانین نیوتن زمانی که سرعت حرکت ناشی از گرانش به سرعت نور نزدیک شود، دیگر کافی نیستند. با این حال، نظریه نسبیت عام انیشتین (منتشر شده در سال 1916) حتی در توصیف موقعیت هایی که گرانش بسیار قوی است، نسبتاً سازگار است. دوم نظریه کوانتومی است، انقلابی در ایده‌هایی که درک مدرن ما از اتم‌ها و هسته‌های آن‌ها را نشان می‌دهد. شاهکار فکری انیشتین به ویژه چشمگیر بود زیرا برخلاف پیشگامان نظریه کوانتومی، او هیچ انگیزه ای در قالب یک مسئله تجربی نداشت. تنها 50 سال بعد، ستاره شناسان اجرام با میدان گرانشی به اندازه کافی قوی را کشف کردند که در آنها بارزترین و بارزترین ویژگی های این نظریه می تواند انیشتین ظاهر شود. در اوایل دهه 60، اجسامی با درخشندگی بسیار بالا - اختروش - کشف شدند. به نظر می رسید که آنها حتی به منبع انرژی کارآمدتری نسبت به همجوشی هسته ای نیاز داشتند که به لطف آن ستارگان می درخشند. فروپاشی گرانشی جذاب ترین توضیح به نظر می رسید. توماس گلد، نظریه‌پرداز آمریکایی، هیجانی را که در آن زمان نظریه‌پردازان را فراگرفته بود، بیان کرد. او در یک سخنرانی بعد از ظهر در اولین کنفرانس بزرگ در مورد شی جدید اخترفیزیک نسبیتی که در سال 1963 در دالاس برگزار شد، گفت: "نسبی‌گرایان با کار پیچیده‌شان نه تنها زینت درخشان فرهنگ هستند، بلکه می‌توانند برای علم مفید باشند! خوشحال است: نسبیت گرایان، که احساس می کنند کارشان به رسمیت شناخته می شود، ناگهان در زمینه ای متخصص شده اند که هرگز نمی دانستند وجود دارد، اخترفیزیکدانانی که حوزه فعالیت خود را گسترش داده اند... همه اینها خیلی خوب است، امیدواریم درست باشد. مشاهدات با استفاده از روش‌های جدید نجوم رادیویی و پرتو ایکس از خوش‌بینی گلد حمایت کرد. در دهه 1950 بهترین تلسکوپ های نوری جهان در ایالات متحده به ویژه کالیفرنیا متمرکز شدند. این حرکت از اروپا به دلایل اقلیمی و مالی اتفاق افتاد. با این حال، امواج رادیویی از فضا می‌توانند از میان ابرها عبور کنند، بنابراین در اروپا و استرالیا علم جدید نجوم رادیویی می‌تواند بدون تأثیرپذیری از شرایط آب و هوایی توسعه یابد. برخی از قوی‌ترین منابع نویز رادیویی فضایی شناسایی شده‌اند. یکی سحابی خرچنگ، بقایای در حال گسترش یک انفجار ابرنواختری بود که ستاره شناسان شرقی در سال 1054 مشاهده کردند. منابع دیگر اجرام خارج از کهکشانی دوردست بودند که اکنون می‌دانیم انرژی را در نزدیکی سیاهچاله‌های غول‌پیکر تولید می‌کردند. این اکتشافات غیرمنتظره بود. فرآیندهای فیزیکی مسئول انتشار امواج رادیویی، که اکنون به خوبی شناخته شده‌اند، پیش‌بینی نشده بودند. قابل توجه‌ترین دستاورد غیرمنتظره نجوم رادیویی، کشف ستاره‌های نوترونی در سال 1967 توسط آنتونی هیویش و جوسلین بل بود. این ستاره ها بقایای متراکمی هستند که پس از چند انفجار ابرنواختری در مرکز باقی مانده اند. آنها به عنوان تپ اختر کشف شدند: آنها می چرخند (گاهی اوقات چندین بار در ثانیه) و پرتوی قدرتمند از امواج رادیویی را منتشر می کنند که یک بار در هر چرخش از خط دید ما عبور می کند. اهمیت ستارگان نوترونی در نهایت آنها نهفته است شرایط فیزیکی: چگالی عظیم، میدان های مغناطیسی و گرانشی قوی در سال 1969، یک تپ اختر بسیار سریع (30 هرتز) در مرکز سحابی خرچنگ کشف شد. مشاهدات دقیق نشان داد که فرکانس پالس ها به تدریج کاهش می یابد. اگر انرژی چرخشی ستاره به تدریج به باد ذرات تبدیل شود که سحابی را در نور آبی درخشان نگه می دارد، طبیعی بود. جالب اینجاست که ضربان نبض تپ اختر - 30 در ثانیه - آنقدر زیاد است که چشم آن را به عنوان یک منبع ثابت می بیند. اگر به همین روشنی بود اما آهسته‌تر می‌چرخید - مثلاً 10 بار در ثانیه - ویژگی‌های چشمگیر ستاره کوچک 70 سال پیش کشف می‌شد. اگر ماده فوق چگال در دهه 1920، قبل از کشف نوترون بر روی زمین، کشف می شد، توسعه فیزیک قرن بیستم چگونه متفاوت بود؟ اگرچه هیچ کس نمی داند، اما مسلم است که اهمیت نجوم برای فیزیک بنیادی خیلی زودتر متوجه شده بود. ستاره های نوترونی به طور تصادفی کشف شدند. هیچ کس انتظار نداشت که آنها چنین پالس های رادیویی قوی و واضحی را منتشر کنند. اگر در اوایل دهه 1960 از نظریه پردازان سوال می شد که چگونه می توان ستاره های نوترونی را به بهترین شکل تشخیص داد، اکثر آنها جستجوی پرتوهای ایکس را پیشنهاد می کردند. در واقع، اگر ستارگان نوترونی به اندازه ستارگان معمولی از یک ناحیه بسیار کوچکتر انرژی ساطع می کنند، باید آنقدر داغ باشند که اشعه ایکس ساطع کنند. بنابراین، به نظر می رسید که اخترشناسانی که در پرتوهای ایکس کار می کنند، شانس بیشتری برای کشف ستاره های نوترونی دارند. اتمسفر زمینو فقط از فضا قابل مشاهده است. نجوم پرتو ایکس، مانند نجوم رادیویی، انگیزه ای از فناوری و تجربه نظامی دریافت کرد. در این زمینه دانشمندان آمریکایی به ویژه هربرت فریدمن فقید و همکارانش در آزمایشگاه تحقیقاتی نیروی دریایی آمریکا پیشتاز بوده اند. اولین آشکارسازهای اشعه ایکس آنها که بر روی موشک ها نصب شده بود، فقط چند دقیقه قبل از سقوط روی زمین کار کرد. نجوم پرتو ایکس در دهه 1970 پیشرفت زیادی داشت، زمانی که ناسا اولین ماهواره اشعه ایکس را به فضا پرتاب کرد که اطلاعات را طی چندین سال جمع آوری می کرد. این پروژه و بسیاری از پروژه های بعدی نشان داد که نجوم پرتو ایکس دریچه جدید مهمی را به کیهان گشوده است. منابع قدرتمند. بنابراین، نقشه اشعه ایکس از آسمان، داغ ترین و قوی ترین اجرام را در فضا نشان می دهد. در میان آنها ستارگان نوترونی وجود دارند که در آنها جرمی حداقل به بزرگی خورشید در حجمی با قطر کمی بیشتر از 10 کیلومتر متمرکز شده است. نیروی گرانشی روی آنها به قدری قوی است که اصلاحات نسبیتی به 30 درصد می رسد.در حال حاضر فرض بر این است که برخی از بقایای ستارگان در هنگام فروپاشی می توانند از چگالی ستارگان نوترونی فراتر رفته و به سیاهچاله تبدیل شوند که زمان و مکان را حتی بیشتر از نوترون منحرف می کند. ستاره ها. فضانوردی که در داخل افق یک سیاهچاله قدم می زند، نمی تواند سیگنال های نوری را به جهان- گویی فضا سریعتر از آن که نور در آن حرکت کند، مکیده می شود. یک ناظر بیرونی هرگز از سرنوشت نهایی فضانورد آگاه نخواهد شد. به نظر او می رسد که هر ساعتی که در داخل بیفتد کندتر و کندتر می رود. بنابراین، فضانورد، همانطور که بود، به افق چسبانده می‌شود و در زمان متوقف می‌شود. نظریه‌پردازان روسی یاکوف زلدوویچ و ایگور نوویکوف، که چگونگی تحریف زمان در اطراف اجرام فرو ریخته را مطالعه کردند، در اوایل دهه 1960 اصطلاح "ستارگان یخ زده" را پیشنهاد کردند. اصطلاح "سیاه چاله" در سال 1968 ابداع شد، زمانی که جان ویلر توضیح داد که چگونه "نور و ذراتی که از بیرون می‌افتند... به داخل سیاهچاله می‌افتند و فقط جرم و کشش گرانشی آن را افزایش می‌دهند." سیاهچاله‌هایی که آخرین وضعیت تکاملی ستارگان هستند. ، شعاع هایی از 10 تا 50 کیلومتر دارند. اما اکنون شواهد قانع کننده ای وجود دارد که سیاهچاله هایی با جرم میلیون ها یا حتی میلیاردها جرم خورشیدی در مراکز اکثر کهکشان ها وجود دارند. برخی از آن‌ها خود را به‌عنوان اختروش‌ها نشان می‌دهند - لخته‌های انرژی که درخشان‌تر از تمام ستارگان کهکشان‌هایی که در آن قرار دارند، می‌درخشند، یا به‌عنوان منابع قدرتمند انتشار رادیویی کیهانی. سایرین، از جمله سیاه چاله در مرکز کهکشان ما، چنین فعالیتی از خود نشان نمی دهند، اما بر مدار ستارگانی که به آنها نزدیک می شوند، تأثیر می گذارند. می توان تعیین کرد که چگونه یک سیاهچاله خاص شکل گرفته یا چه اجسامی توسط آن بلعیده شده اند. در سال 1963، روی کر نیوزلندی راه حلی برای معادلات انیشتین کشف کرد که یک جسم چرخان در حال فروپاشی را توصیف می کرد. "راه حل کر" بسیار تبدیل شده است مهم، زمانی که نظریه پردازان متوجه شدند که فضا-زمان را در اطراف هر سیاهچاله توصیف می کند. یک جسم در حال فروپاشی به سرعت در حالت استاندارد قرار می گیرد، که مشخصه آن تنها با دو عدد اندازه گیری جرم و چرخش آن است. راجر پنروز، فیزیکدان ریاضی که شاید بیشترین تلاش را برای احیای نظریه نسبیت در دهه 1960 انجام داد، مشاهده کرد: "تا حدودی طعنه آمیز است که برای عجیب ترین و کم آشناترین شی اخترفیزیکی - سیاهچاله - تصویر نظری ما کامل ترین است." کشف سیاهچاله ها راه را برای آزمایش چشمگیرترین پیامدهای نظریه انیشتین هموار کرد. انتشار از چنین اجسامی عمدتاً به دلیل سقوط گاز داغ به صورت مارپیچ در "گودال گرانشی" است. این یک اثر داپلر قوی را نشان می دهد و همچنین به دلیل میدان گرانشی قوی یک جابجایی قرمز اضافی دارد. مطالعه طیف‌سنجی این تابش، به‌ویژه پرتوهای ایکس، به ما این امکان را می‌دهد که جریان را بسیار نزدیک به سیاه‌چاله بررسی کنیم و مشخص کنیم که آیا شکل فضا با پیش‌بینی‌های تئوری مطابقت دارد یا خیر.

سیاهچاله یک ستاره نوترونی است یا به عبارت دقیق تر، سیاهچاله یکی از انواع ستاره های نوترونی است.

سیاهچاله مانند یک ستاره نوترونی از نوترون تشکیل شده است. علاوه بر این، این یک گاز نوترونی نیست که در آن نوترون ها در حالت آزاد هستند، بلکه یک ماده بسیار متراکم با چگالی یک هسته اتمی است.

سیاهچاله ها و ستاره های نوترونی در نتیجه فروپاشی گرانشی تشکیل می شوند، زمانی که فشار گاز در ستاره نمی تواند فشردگی گرانشی آن را متعادل کند. این ستاره را به اندازه بسیار کوچک و چگالی بسیار بالا فشرده می کند، به طوری که الکترون ها به پروتون فشرده می شوند و نوترون ها تشکیل می شوند.

توجه داشته باشید که میانگین عمر یک نوترون آزاد حدود 15 دقیقه است (نیمه عمر حدود 10 دقیقه). بنابراین، نوترون‌ها در ستارگان نوترونی و سیاه‌چاله‌ها، مانند هسته‌های اتمی، فقط می‌توانند در حالت محدود باشند. بنابراین، یک ستاره نوترونی و یک سیاهچاله مانند یک هسته اتمی با اندازه ماکروسکوپی هستند که در آن هیچ پروتونی وجود ندارد.

عدم وجود پروتون یکی از تفاوت های سیاهچاله و ستاره نوترونی از هسته اتم است. تفاوت دوم به این دلیل است که در هسته های معمولی اتم، نوترون ها و پروتون ها با استفاده از نیروهای هسته ای به یکدیگر "چسبانده می شوند" (به اصطلاح برهم کنش "قوی"). و در ستاره‌های نوترونی، نوترون‌ها توسط گرانش به هم چسبیده‌اند.

واقعیت این است که نیروهای هسته‌ای نیز برای «چسباندن» نوترون‌ها به پروتون نیاز دارند. هیچ هسته ای وجود ندارد که فقط از نوترون تشکیل شده باشد. باید حداقل یک پروتون وجود داشته باشد. و برای گرانش، هیچ پروتونی برای "چسباندن" نوترون ها به یکدیگر لازم نیست.

تفاوت دیگر گرانش و نیروهای هسته ای این است که گرانش یک برهمکنش دوربرد است و نیروهای هسته ای یک برهمکنش کوتاه برد. بنابراین، هسته اتم نمی تواند در اندازه ماکروسکوپی باشد. شروع با اورانیوم، همه عناصر جدول تناوبیمندلیف دارای هسته های ناپایدار است که به دلیل این واقعیت است که پروتون های دارای بار مثبت یکدیگر را دفع می کنند و هسته های بزرگ را از هم جدا می کنند.

ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها این مشکل را ندارند، زیرا اولاً نیروهای گرانشی دوربرد هستند و ثانیاً هیچ پروتونی با بار مثبت در ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها وجود ندارد.

یک ستاره نوترونی و یک سیاهچاله تحت تأثیر نیروهای گرانشی شکل یک توپ یا بهتر بگوییم یک چرخش بیضی دارند، زیرا همه ستاره های نوترونی (و سیاهچاله ها) حول محور خود می چرخند. و بسیار سریع، با دوره های چرخش چند ثانیه یا کمتر.

واقعیت این است که ستارگان نوترونی و سیاهچاله ها از ستارگان معمولی با فشردگی قوی آنها تحت تأثیر گرانش تشکیل شده اند. بنابراین طبق قانون بقای گشتاور باید خیلی سریع بچرخند.

آیا سطوح سیاهچاله ها و ستاره های نوترونی جامد هستند؟ نه به معنای جسم جامد، به عنوان حالت مجموع ماده، بلکه به معنای سطح شفاف یک توپ، بدون جو نوترونی. ظاهرا بله، سیاهچاله ها و ستاره های نوترونی دارای سطحی جامد هستند. جو نوترونی و مایع نوترونی نوترون هایی در حالت آزاد هستند، به این معنی که باید واپاشی شوند.

اما این بدان معنا نیست که اگر مثلاً مقداری "محصول" ساخته شده از نوترون با چگالی یک هسته اتمی را روی سطح یک سیاهچاله یا یک ستاره نوترونی بیندازیم، آنگاه روی سطح ستاره باقی خواهد ماند. چنین "محصول" فرضی بلافاصله به داخل یک ستاره نوترونی و یک سیاهچاله "مکیده" می شود.

تفاوت بین سیاهچاله ها و ستاره های نوترونی

گرانش سیاهچاله به حدی است که سرعت فرار در سطح آن از سرعت نور بیشتر می شود. بنابراین، نور از سطح یک سیاهچاله نمی تواند برای همیشه به داخل برود فضای باز. نیروهای گرانشی پرتو نور را به عقب خم می کنند.

اگر منبع نوری روی سطح سیاهچاله وجود داشته باشد، فوتون های این نور ابتدا به سمت بالا پرواز می کنند و سپس چرخیده و دوباره به سطح سیاهچاله می افتند. یا این فوتون ها شروع به چرخش در اطراف سیاهچاله در مداری بیضوی می کنند. مورد دوم در سیاهچاله ای رخ می دهد که سرعت اول فرار روی سطح آن کمتر از سرعت نور است. در این حالت فوتون می تواند از سطح سیاهچاله فرار کند اما به همراه دائمی سیاهچاله تبدیل می شود.

و در سطح تمام ستارگان نوترونی دیگر که سیاهچاله نیستند، سرعت فرار دوم کمتر از سرعت نور است. بنابراین، اگر در سطح چنین باشد سوراخ نوترونییک منبع نور وجود دارد، سپس فوتون های این منبع نور از سطح چنین ستاره نوترونی در مدارهای هذلولی خارج می شوند.

واضح است که همه این ملاحظات نه تنها در مورد نور مرئی، بلکه در مورد هر تابش الکترومغناطیسی نیز صدق می کند. یعنی نه تنها نور مرئی، بلکه امواج رادیویی، اشعه مادون قرمز، فرابنفش، اشعه ایکس و اشعه گاما نیز نمی توانند سیاهچاله را ترک کنند. حداکثر کاری که فوتون های این تشعشعات و امواج می توانند انجام دهند این است که اگر سرعت نور برای یک سیاهچاله معین از اولین سرعت کیهانی روی سطح ستاره بیشتر باشد، شروع به چرخش در اطراف سیاهچاله می کنند.

به همین دلیل است که چنین ستاره های نوترونی را "سیاهچاله" می نامند. هیچ چیز از سیاهچاله خارج نمی شود، اما هر چیزی می تواند به درون آن پرواز کند. (ما در اینجا تبخیر سیاهچاله ها به دلیل تونل کوانتومی را در نظر نخواهیم گرفت.)

یعنی واضح است که در واقع هیچ سوراخی در فضا وجود ندارد. درست مثل اینکه هیچ سوراخی در فضا در محل یک ستاره نوترونی معمولی یا در محل یک ستاره معمولی وجود ندارد.

حفره‌هایی در فضا فقط در کتاب‌های نویسندگان علمی تخیلی، در نشریات علمی مشهور و برنامه‌های تلویزیونی وجود دارد. نشریات و برنامه های تلویزیونی باید از نظر مالی هزینه های تیراژ و رتبه بندی را جبران کنند. بنابراین، آنها باید از نظر احساسی خوانندگان و بینندگان تلویزیونی خود را با حقایقی شگفت زده کنند که در سطح کنونی توسعه علم و فناوری قابل تأیید نیست، اما ممکن است در برخی مدل های ریاضی ظاهر شود. (مردم عادی معمولاً گمان نمی‌کنند که مدل‌های ریاضی در فیزیک همیشه ثانویه هستند، فیزیک یک علم تجربی است، و مدل‌های ریاضی اشیاء فیزیکی در آینده با در دسترس قرار گرفتن داده‌های تجربی جدید، تمایل به تغییر دارند.)

اگر می‌توانستیم روی سطح یک سیاه‌چاله بایستیم، سپس به بالا نگاه کنیم، به‌جای آسمان پرستاره، یک آینه شفاف می‌بینیم. یعنی ما در آنجا هم فضای اطراف را می‌بینیم (از آنجایی که سیاهچاله تمام تشعشعات ارسال شده به آن را دریافت می‌کند) و هم نوری را که بدون اینکه بتواند بر گرانش غلبه کند به ما باز می‌گردد. این بازگشت نور یک جلوه آینه ای دارد.

دقیقاً همان "آینه" شفاف روی سطح سیاهچاله برای سایر انواع تشعشعات الکترومغناطیسی (امواج رادیویی، اشعه ایکس، فرابنفش و غیره) رخ می دهد.

کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها هستند اشکال مختلفمرحله نهایی تکامل ستاره ها ستاره‌های جوان انرژی خود را از واکنش‌های گرما هسته‌ای که در فضای داخلی ستاره رخ می‌دهند، به دست می‌آورند. در طی این واکنش ها، هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود. پس از مصرف نسبت معینی از هیدروژن، هسته هلیوم حاصل شروع به کوچک شدن می کند. تکامل بیشتر یک ستاره به جرم آن یا به طور دقیق تر به نحوه ارتباط آن با یک مقدار بحرانی خاص به نام حد چاندراسخار بستگی دارد. اگر جرم ستاره کمتر از این مقدار باشد، فشار گاز الکترونی منحط، فشرده سازی (فروپاشی) هسته هلیوم را قبل از رسیدن دمای آن به چنین مقداری متوقف می کند. ارزش بالاهنگامی که واکنش های گرما هسته ای شروع می شود، که طی آن هلیوم به کربن تبدیل می شود. در همین حال، لایه‌های بیرونی ستاره در حال تکامل نسبتاً سریع ریزش می‌کنند. (فرض می‌شود که سحابی‌های سیاره‌ای به این شکل تشکیل شده‌اند.) کوتوله سفید یک هسته هلیوم است که توسط یک پوسته هیدروژنی کم و بیش گسترده احاطه شده است.

در ستارگان پرجرم تر، هسته هلیوم به انقباض ادامه می دهد تا زمانی که هلیوم «سوزانده شود». انرژی آزاد شده با تبدیل هلیوم به کربن از فروپاشی بیشتر هسته جلوگیری می کند - اما نه برای مدت طولانی. پس از مصرف کامل هلیوم، فشرده سازی هسته ادامه می یابد. دما دوباره افزایش می‌یابد، واکنش‌های هسته‌ای دیگر آغاز می‌شوند، که تا زمانی که انرژی ذخیره شده در هسته‌های اتم تمام شود ادامه می‌یابد. در این مرحله، هسته ستاره از قبل از آهن خالص تشکیل شده است که نقش "خاکستر" هسته ای را بازی می کند. اکنون هیچ چیز نمی تواند از فروپاشی بیشتر ستاره جلوگیری کند - تا زمانی که چگالی ماده آن به چگالی هسته های اتمی برسد ادامه می یابد. فشردگی شدید ماده در نواحی مرکزی ستاره، انفجاری با نیروی عظیم ایجاد می‌کند که در نتیجه لایه‌های بیرونی ستاره با سرعت‌های بسیار زیاد از هم جدا می‌شوند. این انفجارهاست که ستاره شناسان با پدیده ابرنواخترها مرتبط می دانند.

سرنوشت یک بقایای ستاره ای در حال فروپاشی به جرم آن بستگی دارد. اگر جرم تقریباً کمتر از 2.5M 0 (جرم خورشید) باشد، فشار ناشی از حرکت "صفر" نوترون ها و پروتون ها به اندازه ای بزرگ است که از فشردگی بیشتر گرانشی ستاره جلوگیری کند. اجسامی که چگالی ماده در آنها برابر (یا حتی بیشتر از) چگالی هسته اتم است، ستاره های نوترونی نامیده می شوند. خواص آنها برای اولین بار در دهه 30 توسط R. Oppenheimer و G. Volkov مورد مطالعه قرار گرفت.

بر اساس نظریه نیوتن، شعاع یک ستاره در حال فروپاشی در یک زمان محدود به صفر کاهش می یابد، در حالی که پتانسیل گرانشی به طور نامحدود افزایش می یابد. نظریه انیشتین سناریوی متفاوتی را ترسیم می کند. سرعت فوتون با نزدیک شدن به مرکز سیاهچاله کاهش می یابد و تبدیل می شود برابر با صفر. این بدان معنی است که از دید یک ناظر خارجی، فوتونی که در سیاهچاله سقوط می کند هرگز به مرکز آن نمی رسد. از آنجایی که ذرات ماده نمی توانند سریعتر از فوتون حرکت کنند، شعاع یک سیاهچاله در زمان بی نهایت به مقدار حدی خود می رسد. علاوه بر این، فوتون‌های ساطع شده از سطح سیاه‌چاله، در سراسر فروپاشی، تغییر به قرمزی فزاینده‌ای را تجربه می‌کنند. از دیدگاه یک ناظر خارجی، جسمی که سیاهچاله از آن تشکیل شده است در ابتدا با سرعت فزاینده ای منقبض می شود. سپس شعاع آن شروع به کاهش بیشتر و آهسته تر می کند.

بدون منابع انرژی داخلی، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها به سرعت سرد می شوند. و از آنجایی که سطح آنها بسیار کوچک است - فقط چند ده کیلومتر مربع - باید انتظار داشت که روشنایی این اجسام بسیار کم باشد. در واقع، تابش حرارتی از سطح ستاره های نوترونی یا سیاهچاله ها هنوز مشاهده نشده است. با این حال، برخی از ستاره های نوترونی منابع قدرتمند تابش غیر حرارتی هستند. این در مورد استدر مورد به اصطلاح تپ اخترهایی که در سال 1967 توسط جوسلین بل، دانشجوی کارشناسی ارشد دانشگاه کمبریج کشف شد. بل سیگنال های رادیویی ضبط شده با استفاده از تجهیزات توسعه یافته توسط آنتونی هیویش برای مطالعه تابش منابع رادیویی نوسانی را مطالعه کرد. در میان بسیاری از موارد ضبط شده از منابع سوسو زننده هرج و مرج، او متوجه یکی از مواردی شد که در آن انفجارها با تناوب واضحی تکرار می شدند، اگرچه شدت آنها متفاوت بود. مشاهدات دقیق‌تر ماهیت دوره‌ای پالس‌ها را تأیید کرد و هنگام مطالعه سایر رکوردها، دو منبع دیگر با ویژگی‌های مشابه کشف شد. مشاهدات و تحلیل های نظری نشان می دهد که تپ اخترها ستاره های نوترونی به سرعت در حال چرخش با میدان های مغناطیسی غیرمعمول قوی هستند. ماهیت ضربانی تابش ناشی از پرتوی از پرتوهایی است که از "نقاط داغ" روی (یا نزدیک) سطح یک ستاره نوترونی در حال چرخش بیرون می‌آیند. مکانیسم دقیق این تابش هنوز برای دانشمندان یک راز باقی مانده است.

چندین ستاره نوترونی به عنوان بخشی از سیستم های دوتایی نزدیک کشف شده اند. این ستارگان نوترونی (و نه دیگر) هستند که منابع قدرتمند تابش پرتو ایکس هستند. بیایید یک دوتایی نزدیک را تصور کنیم که یک جزء آن یک غول یا ابرغول است و دیگری یک ستاره فشرده. تحت تأثیر میدان گرانشی یک ستاره فشرده، گاز می‌تواند از جو نادر غول خارج شود: چنین جریان‌های گازی در سیستم‌های دوتایی نزدیک، که مدت‌ها با روش‌های تحلیل طیفی کشف شده‌اند، تفسیر نظری مناسبی دریافت کرده‌اند. اگر ستاره فشرده در یک سیستم دوتایی یک ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله باشد، مولکول‌های گازی که از اجزای دیگر منظومه فرار می‌کنند می‌توانند تا انرژی‌های بسیار بالا شتاب بگیرند. به دلیل برخورد بین مولکول ها انرژی جنبشیگازی که بر روی یک ستاره فشرده می افتد در نهایت به گرما و تشعشع تبدیل می شود. همانطور که برآوردها نشان می دهد، انرژی آزاد شده در این مورد به طور کامل شدت مشاهده شده تابش اشعه ایکس از سیستم های دوتایی از این نوع را توضیح می دهد.

که در نظریه عمومیدر نسبیت انیشتین، سیاهچاله ها همان جایگاه ذرات اولترانسبیتی را در نظریه نسبیت خاص او اشغال می کنند. اما اگر دنیای ذرات فوق نسبیتی - فیزیک انرژی بالا - پر از پدیده های شگفت انگیزی باشد که بازی می کنند. نقش مهمدر فیزیک تجربی و نجوم رصدی، پدیده‌های مرتبط با سیاهچاله‌ها هنوز هم فقط باعث شگفتی می‌شوند. فیزیک سیاهچاله در نهایت به نتایجی خواهد رسید که برای کیهان شناسی مهم هستند، اما در حال حاضر این شاخه از علم تا حد زیادی زمین بازی برای نظریه پردازان است. آیا از این نتیجه نمی شود که نظریه گرانش اینشتین نسبت به نظریه نیوتن اطلاعات کمتری در مورد جهان به ما می دهد، اگرچه از نظر تئوریک به طور قابل توجهی برتر از آن است؟ اصلا! برخلاف نظریه نیوتن، نظریه انیشتین شالوده یک مدل خودسازگار از جهان واقعی را تشکیل می‌دهد، که این نظریه دارای پیش‌بینی‌های شگفت‌انگیز و آزمایش‌پذیر بسیاری است، و در نهایت، یک ارتباط علی بین مرجع در حال سقوط و بدون چرخش فراهم می‌کند. قاب ها و توزیع، و همچنین حرکت جرم در فضای کیهان.

بسیاری از چیزهای شگفت انگیز در فضا اتفاق می افتد، در نتیجه ستاره های جدید ظاهر می شوند، ستارگان قدیمی ناپدید می شوند و سیاهچاله ها تشکیل می شوند. یکی از با شکوه و پدیده های مرموزفروپاشی گرانشی رخ می دهد که به تکامل ستاره ها پایان می دهد.

تکامل ستاره ای چرخه تغییراتی است که یک ستاره در طول عمر خود (میلیون ها یا میلیاردها سال) طی می کند. هنگامی که هیدروژن موجود در آن تمام می شود و به هلیوم تبدیل می شود، یک هسته هلیوم تشکیل می شود و خود شروع به تبدیل شدن به یک غول قرمز می کند - ستاره ای از کلاس های طیفی اواخر که درخشندگی بالایی دارد. جرم آنها می تواند 70 برابر جرم خورشید باشد. ابرغول های بسیار درخشان را ابرغول ها می نامند. علاوه بر روشنایی بالا، آنها متفاوت هستند دوره کوتاهوجود داشتن.

جوهر فروپاشی

این پدیده نقطه پایانی تکامل ستارگانی است که وزن آنها بیش از سه جرم خورشیدی (وزن خورشید) است. این کمیت در نجوم و فیزیک برای تعیین وزن سایر اجرام کیهانی استفاده می شود. فروپاشی زمانی اتفاق می‌افتد که نیروهای گرانشی باعث می‌شوند که اجسام کیهانی عظیم با جرم زیادی به سرعت فشرده شوند.

ستارگانی با وزن بیش از سه جرم خورشیدی حاوی مواد کافی برای واکنش های گرما هسته ای طولانی مدت هستند. هنگامی که ماده تمام می شود، واکنش گرما هسته ای متوقف می شود و ستاره ها از نظر مکانیکی پایدار نیستند. این منجر به این واقعیت می شود که آنها با سرعت مافوق صوت شروع به فشرده شدن به سمت مرکز می کنند.

ستاره های نوترونی

وقتی ستاره ها منقبض می شوند، این فشار درونی ایجاد می کند. اگر با نیروی کافی رشد کند تا فشردگی گرانشی را متوقف کند، ستاره نوترونی ظاهر می شود.

چنین جسم کیهانی ساختار ساده ای دارد. یک ستاره از یک هسته تشکیل شده است که توسط یک پوسته پوشیده شده است و این به نوبه خود از الکترون ها و هسته های اتمی تشکیل شده است. ضخامت آن تقریباً 1 کیلومتر است و در مقایسه با سایر اجسام موجود در فضا نسبتاً نازک است.

وزن ستارگان نوترونی برابر با وزن خورشید است. تفاوت بین آنها این است که شعاع آنها کوچک است - بیش از 20 کیلومتر نیست. در درون آنها، هسته های اتم با یکدیگر برهم کنش می کنند و در نتیجه ماده هسته ای را تشکیل می دهند. این فشار از سمت آن است که از انقباض بیشتر ستاره نوترونی جلوگیری می کند. این نوع ستاره سرعت چرخش بسیار بالایی دارد. آنها قادرند صدها انقلاب را در عرض یک ثانیه انجام دهند. فرآیند تولد از یک انفجار ابرنواختری شروع می شود که در طی فروپاشی گرانشی یک ستاره رخ می دهد.

ابرنواخترها

انفجار ابرنواختری یک پدیده است تغییر ناگهانیروشنایی ستاره سپس ستاره به آرامی شروع به محو شدن می کند و به تدریج محو می شود. بدین ترتیب آخرین مرحله فروپاشی گرانشی به پایان می رسد. کل فاجعه با رهایی همراه است مقدار زیادانرژی.

لازم به ذکر است که ساکنان زمین تنها پس از واقعیت می توانند این پدیده را ببینند. نور مدتها پس از شیوع بیماری به سیاره ما می رسد. این امر باعث ایجاد مشکلاتی در تعیین ماهیت ابرنواخترها شده است.

خنک کننده ستاره نوترونی

پس از پایان انقباض گرانشی که منجر به تشکیل یک ستاره نوترونی شد، دمای آن بسیار بالاست (بسیار بالاتر از دمای خورشید). ستاره به دلیل خنک شدن نوترینو سرد می شود.

در عرض چند دقیقه، دمای آنها می تواند 100 برابر کاهش یابد. در طول صد سال آینده - 10 بار دیگر. پس از کاهش آن، روند خنک سازی به طور قابل توجهی کند می شود.

حد اوپنهایمر-ولکوف

از یک طرف، این شاخص حداکثر وزن ممکن یک ستاره نوترونی را نشان می دهد که در آن گرانش توسط گاز نوترونی جبران می شود. این مانع از پایان فروپاشی گرانشی به سیاهچاله می شود. از سوی دیگر، به اصطلاح حد اوپنهایمر-ولکوف نیز آستانه پایین‌تری برای وزن سیاه‌چاله‌ای است که در طول تکامل ستاره‌ای شکل گرفته است.

به دلیل تعدادی نادرستی، تعیین مقدار دقیق این پارامتر دشوار است. با این حال، تخمین زده می شود که در محدوده 2.5 تا 3 جرم خورشید باشد. بر این لحظهدانشمندان می گویند سنگین ترین ستاره نوترونی J0348+0432 است. وزن آن بیش از دو جرم خورشیدی است. وزن سبک ترین سیاهچاله 5 تا 10 برابر خورشید است. اخترفیزیکدانان می گویند که این داده ها تجربی هستند و فقط به ستاره های نوترونی و سیاهچاله های شناخته شده در حال حاضر مربوط می شوند و احتمال وجود ستاره های پرجرم تر را نشان می دهند.

سیاه چاله ها

سیاهچاله یکی از شگفت انگیزترین پدیده هایی است که در فضا یافت می شود. این منطقه ای از فضا-زمان را نشان می دهد که جاذبه گرانشی اجازه نمی دهد هیچ جسمی از آن فرار کند. حتی اجسامی که می توانند با سرعت نور حرکت کنند (از جمله کوانتوم های خود نور) قادر به ترک آن نیستند. تا قبل از سال 1967، سیاهچاله ها "ستاره های یخ زده"، "فروپاشان" و "ستاره های فروریخته" نامیده می شدند.

سیاهچاله مخالف خودش را دارد. به آن سفید چاله می گویند. همانطور که می دانید خارج شدن از سیاهچاله غیرممکن است. در مورد سفیدها، نمی توان به آنها نفوذ کرد.

علاوه بر فروپاشی گرانشی، تشکیل سیاهچاله می‌تواند ناشی از فروپاشی مرکز کهکشان یا چشم پیش‌کهکشانی باشد. همچنین نظریه ای وجود دارد که سیاهچاله ها در نتیجه انفجار بزرگ ظاهر شده اند، درست مانند سیاره ما. دانشمندان آنها را اولیه می نامند.

یک سیاهچاله در کهکشان ما وجود دارد که به گفته اخترفیزیکدانان، به دلیل فروپاشی گرانشی اجرام کلان پرجرم شکل گرفته است. دانشمندان می گویند که چنین سوراخ هایی هسته بسیاری از کهکشان ها را تشکیل می دهند.

ستاره شناسان در ایالات متحده پیشنهاد می کنند که اندازه سیاهچاله های بزرگ ممکن است به طور قابل توجهی دست کم گرفته شود. فرضیات آنها بر این واقعیت استوار است که برای رسیدن ستارگان به سرعتی که با آن در کهکشان M87 که در فاصله 50 میلیون سال نوری از سیاره ما قرار دارد، جرم سیاهچاله در مرکز کهکشان M87 حداقل باید باشد. 6.5 میلیارد جرم خورشیدی در حال حاضر، به طور کلی پذیرفته شده است که وزن بزرگترین سیاهچاله 3 میلیارد جرم خورشیدی است، یعنی بیش از نیمی از آن.

سنتز سیاهچاله

یک نظریه وجود دارد که این اجسام ممکن است در نتیجه واکنش های هسته ای ظاهر شوند. دانشمندان نام هدایای سیاه کوانتومی را به آنها داده اند. حداقل قطر آنها 18-10 متر و کوچکترین جرم آنها 5-10 گرم است.

برخورد دهنده بزرگ هادرون برای سنتز سیاهچاله های میکروسکوپی ساخته شده است. فرض بر این بود که با کمک آن می توان نه تنها یک سیاهچاله را سنتز کرد، بلکه شبیه سازی کرد. مهبانگکه امکان بازآفرینی فرآیند شکل گیری بسیاری از اجرام فضایی از جمله سیاره زمین را فراهم می کند. با این حال، آزمایش شکست خورد زیرا انرژی کافی برای ایجاد سیاهچاله ها وجود نداشت.

بقایای هسته منفجر شده به عنوان یک ستاره نوترونی شناخته می شود. ستاره های نوترونی خیلی سریع می چرخند و نور و امواج رادیویی ساطع می کنند که هنگام عبور از کنار زمین، مانند نور یک فانوس دریایی کیهانی به نظر می رسند.

نوسانات درخشندگی این امواج باعث شد ستاره شناسان چنین ستاره هایی را تپ اختر بنامند. سریع ترین تپ اخترها با سرعت تقریبا 1000 دور در ثانیه می چرخند. (1)

«تا به امروز، بیش از دویست نفر افتتاح شده است. با ثبت تابش تپ اخترها در فرکانس‌های متفاوت اما نزدیک، می‌توان تأخیر سیگنال را توسط طول بیشترامواج (با فرض چگالی پلاسما معین در محیط بین ستاره ای) فاصله آنها را تعیین می کند. معلوم شد که تمام تپ اخترها در فواصل 100 تا 25000 سال نوری قرار دارند، یعنی متعلق به کهکشان ما هستند و در نزدیکی هواپیما گروه بندی می شوند. راه شیری(شکل 7)". (2)

سیاه چاله ها

اگر جرم ستاره ای دو برابر خورشید باشد، در پایان عمر آن ستاره ممکن است به صورت یک ابرنواختر منفجر شود، اما اگر جرم مواد باقیمانده پس از انفجار همچنان از دو برابر خورشید بیشتر شود، ستاره باید به شکل ابرنواختر منفجر شود. یک جسم کوچک متراکم، زیرا نیروهای گرانشی به طور کامل هرگونه مقاومت در برابر فشار را سرکوب می کنند. دانشمندان بر این باورند که در این لحظه است که یک فروپاشی گرانشی فاجعه بار منجر به ظهور یک سیاهچاله می شود. آنها بر این باورند که با پایان یافتن واکنش های گرما هسته ای، ستاره دیگر نمی تواند در حالت پایدار باشد. سپس برای یک ستاره عظیم یک مسیر اجتناب ناپذیر باقی می ماند: مسیر فشرده سازی کلی و کامل (فروپاشی)، تبدیل آن به سیاهچاله ای نامرئی.

در سال 1939، آر. اوپنهایمر و دانشجوی فارغ التحصیلش اسنایدر در دانشگاه کالیفرنیا (برکلی) درگیر روشن کردن سرنوشت نهایی یک توده بزرگ از ماده سرد بودند. یکی از تأثیرگذارترین پیامدهای نظریه نسبیت عام اینشتین به شرح زیر است: هنگامی که یک جرم بزرگ شروع به فروپاشی می کند، این روند نمی تواند متوقف شود و جرم به یک سیاهچاله فرو می ریزد. به عنوان مثال، اگر یک ستاره متقارن غیر چرخنده شروع به کوچک شدن کند تا اندازه بحرانی به نام شعاع گرانشی یا شعاع شوارتزشیلد (به نام کارل شوارتزشیلد، که برای اولین بار وجود آن را مشخص کرد نامگذاری شده است). اگر ستاره ای به این شعاع برسد، هیچ چیز نمی تواند مانع از تکمیل فروپاشی اش شود، یعنی به معنای واقعی کلمه به خود بسته شود.

چه هستند مشخصات فیزیکی"سیاه چاله ها" و دانشمندان چگونه انتظار دارند این اجسام را تشخیص دهند؟ بسیاری از دانشمندان به این سؤالات فکر کرده اند. پاسخ هایی دریافت شده است که می تواند در جستجوی چنین اشیایی کمک کند.

خود نام - سیاهچاله ها - نشان می دهد که این یک کلاس از اجرام است که قابل مشاهده نیست. میدان گرانشی آنها به قدری قوی است که اگر بتوان به نوعی به یک سیاهچاله نزدیک شد و پرتو قدرتمندترین نورافکن را از سطح آن دور کرد، در آن صورت مشاهده این نورافکن حتی از فاصله ای که از فاصله بیشتر نباشد غیرممکن خواهد بود. از زمین تا خورشید در واقع، حتی اگر بتوانیم تمام نور خورشید را در این نورافکن قدرتمند متمرکز کنیم، آن را نمی‌بینیم، زیرا نور نمی‌تواند بر تأثیر میدان گرانشی سیاه‌چاله بر روی آن غلبه کند و سطح آن را ترک کند. به همین دلیل است که چنین سطحی را افق رویداد مطلق می نامند. این نشان دهنده مرز سیاهچاله است.

دانشمندان خاطرنشان می کنند که درک این اجسام غیر معمول آسان نیست در حالی که در چارچوب قانون گرانش نیوتن باقی می مانند. در نزدیکی سطح یک سیاهچاله، گرانش آنقدر قوی است که قوانین معمول نیوتنی در اینجا اعمال نمی شوند. آنها باید با قوانین نظریه نسبیت عام اینشتین جایگزین شوند. طبق یکی از سه پیامد نظریه انیشتین، وقتی نور از یک جسم پرجرم خارج می شود، باید یک جابجایی قرمز را تجربه کند، زیرا انرژی خود را برای غلبه بر میدان گرانشی ستاره از دست می دهد. تابش از یک ستاره متراکم مانند کوتوله سفید- ماهواره سیریوس A، - فقط اندکی به ناحیه قرمز طیف تغییر می کند. هر چه ستاره متراکم تر باشد، این جابجایی بیشتر است، به طوری که هیچ تابشی در ناحیه مرئی طیف از یک ستاره فوق متراکم نمی آید. اما اگر اثر گرانشی یک ستاره در نتیجه فشردگی آن افزایش یابد، نیروهای گرانشی آنقدر قوی هستند که نور به هیچ وجه نمی تواند ستاره را ترک کند. بنابراین، برای هر ناظری امکان دیدن سیاهچاله کاملاً منتفی است! اما به طور طبیعی این سؤال مطرح می شود: اگر قابل مشاهده نیست، چگونه می توانیم آن را تشخیص دهیم؟ برای پاسخ به این سوال، دانشمندان به ترفندهای هوشمندانه متوسل می شوند. روفینی و ویلر این مشکل را به طور کامل بررسی کردند و راه های مختلفی را پیشنهاد کردند، اگر نه برای دیدن، اما حداقل برای تشخیص سیاهچاله. بیایید با این واقعیت شروع کنیم که چه زمانی سیاه چالهدر فرآیند فروپاشی گرانشی متولد شده است، باید امواج گرانشی ساطع کند که بتواند با سرعت نور و با سرعت از فضا عبور کند. مدت کوتاهیهندسه فضای نزدیک زمین را مخدوش می کند. این اعوجاج خود را به شکل امواج گرانشی نشان می دهد که به طور همزمان بر روی ابزارهای یکسان نصب شده روی سطح زمین در فاصله قابل توجهی از یکدیگر عمل می کنند. تشعشعات گرانشی می تواند از ستارگانی که در معرض فروپاشی گرانشی هستند، بیاید. اگر در داخل زندگی معمولیستاره در حال چرخش بود، پس با کوچک شدن و کوچکتر شدن، سریعتر و سریعتر می چرخد ​​و حرکت زاویه ای خود را حفظ می کند. در نهایت، می تواند به مرحله ای برسد که سرعت حرکت در استوا به سرعت نور، یعنی حداکثر سرعت ممکن نزدیک شود. در این صورت، ستاره به شدت تغییر شکل می‌دهد و می‌تواند بخشی از ماده را به بیرون پرتاب کند. با چنین تغییر شکلی، انرژی می تواند به شکل امواج گرانشی با فرکانس حدود هزار ارتعاش در ثانیه (1000 هرتز) از ستاره خارج شود.

راجر پنروز، استاد ریاضیات در کالج بیرکبک، دانشگاه لندن، یک مورد عجیب از فروپاشی و تشکیل سیاهچاله را بررسی کرد. او اعتراف می کند که سیاهچاله ناپدید می شود و سپس در زمان دیگری در جهان دیگری ظاهر می شود. علاوه بر این، او استدلال می کند که تولد یک سیاهچاله در طول فروپاشی گرانشی نشانه مهمی است که اتفاقی غیرعادی در هندسه فضا-زمان رخ می دهد. تحقیقات پنروز نشان می دهد که فروپاشی با تشکیل یک تکینگی (از لاتین singularius - جدا، مجرد) به پایان می رسد، یعنی باید تا ابعاد صفر و چگالی نامحدود جسم ادامه یابد. آخرین شرط این امکان را فراهم می کند که جهان دیگری به تکینگی ما نزدیک شود و این امکان وجود دارد که تکینگی به این جهان جدید منتقل شود. حتی ممکن است در جای دیگری در جهان خودمان ظاهر شود.

برخی از دانشمندان تشکیل سیاهچاله را مدل کوچکی از آنچه که نسبیت عام پیش بینی می کند در نهایت برای کیهان اتفاق می افتد، می دانند. به طور کلی پذیرفته شده است که ما می توانیم در یک جهان همیشه در حال انبساط، و یکی از مهم ترین و مبرم ترین سؤالات علم مربوط به ماهیت جهان، گذشته و آینده آن است. بدون شک، تمام نتایج رصدی مدرن به انبساط کیهان اشاره دارد. با این حال، امروز یکی از بیشترین سوالات پیچیدهاین است: آیا سرعت این انبساط کند می شود، و اگر چنین باشد، جهان در ده ها میلیارد سال منقبض می شود و یک تکینگی را تشکیل می دهد. ظاهراً روزی با مطالعه اطلاعاتی که در هنگام تولد سیاهچاله ها به بیرون درز می کند، می توانیم بفهمیم که کیهان کدام مسیر را دنبال می کند، اما شاید خیلی زودتر. قوانین فیزیکی، که سرنوشت آنها را کنترل می کنند، ما قادر خواهیم بود سرنوشت نهایی کیهان را پیش بینی کنیم (شکل 8). (1)