Ağır yıldızların çöküşü: Kara deliklerin nasıl ortaya çıktığı ve görülüp görülemeyeceği. Kara delik ile nötron yıldızı arasındaki benzerlikler ve farklılıklar

Ne oldu Kara delik? Neden siyah deniyor? Yıldızlarda ne olur? Nötron yıldızı ile kara delik arasında nasıl bir ilişki vardır? Büyük Hadron Çarpıştırıcısı kara delik yaratma kapasitesine sahip mi ve bu bizim için ne anlama geliyor?

Ne oldu yıldız??? Henüz bilmiyorsanız Güneşimiz de bir yıldızdır. Bu bir nesne büyük boyutlar termonükleer füzyon kullanarak elektromanyetik dalgalar yayma yeteneğine sahiptir (bu, tanımların en doğru olanı değildir). Açık değilse şunu söyleyebiliriz: Bir yıldız, içinde nükleer reaksiyonların yardımıyla çok çok çok fazla şeyin oluştuğu büyük küresel bir nesnedir. çok sayıda bir kısmı görünür ışık yaymak için kullanılan enerji. Sıradan ışığa ek olarak ısı (kızılötesi radyasyon), radyo dalgaları, ultraviyole vb. yayılır.

Nükleer reaksiyonlar herhangi bir yıldızda olduğu gibi aynı şekilde meydana gelir. nükleer enerji santralleri sadece iki temel farkla.

1. Nükleer füzyon reaksiyonları yıldızlarda yani çekirdeklerin birleşiminde ve nükleer santrallerde meydana gelir. – nükleer bozunma. İlk durumda, yalnızca hidrojene ihtiyaç duyulduğundan ve nispeten ucuz olduğundan 3 kat daha fazla enerji açığa çıkar, binlerce kat daha az maliyet. Ayrıca ilk durumda zararlı atık yoktur: yalnızca zararsız helyum açığa çıkar. Şimdi elbette nükleer santrallerde bu tür reaksiyonların neden kullanılmadığını merak ediyorsunuz? Çünkü KONTROLsüzdür ve kolayca nükleer bir patlamaya yol açar ve bu reaksiyon birkaç milyon derecelik bir sıcaklık gerektirir. Enerji kaynaklarımızın tükendiği göz önüne alındığında, insanlar için nükleer füzyon en önemli ve en zor görevdir (henüz kimse termonükleer füzyonu kontrol etmenin bir yolunu bulamadı).

2. Yıldızlardaki reaksiyonlara katılır daha fazla madde nükleer enerji santralindekinden daha fazla ve doğal olarak orada daha fazla enerji çıkışı var.

Şimdi yıldızların evrimi hakkında. Her yıldız doğar, büyür, yaşlanır ve ölür (söner). Evrimsel tarzlarına göre yıldızlar kütlelerine göre üç kategoriye ayrılır.

İlk kategori – kütlesi 1,4'ten az olan yıldızlar * Güneş'in kütlesi. Bu tür yıldızlarda, tüm "yakıt" yavaş yavaş metale dönüşür, çünkü çekirdeklerin füzyonu (birleşmesi) nedeniyle giderek daha fazla "çok çekirdekli" (ağır) element ortaya çıkar ve bunlar metallerdir. Doğru, bu tür yıldızların evriminin son aşaması kaydedilmedi (metal topları tespit etmek zordur), bu sadece bir teori.

İkinci kategori – kütle bakımından birinci kategorideki yıldızların kütlesini aşan ancak üç güneş kütlesinden az olan yıldızlar. Evrimin bir sonucu olarak, bu tür yıldızlar iç çekim ve itme kuvvetlerinin dengesini kaybederler. Sonuç olarak, dış kabukları uzaya fırlatılır ve iç kabuk (momentumun korunumu yasasından dolayı) "öfkeyle" küçülmeye başlar. Bir nötron yıldızı oluşur. Neredeyse tamamen nötronlardan, yani elektrik yükü olmayan parçacıklardan oluşur. Bir nötron yıldızıyla ilgili en dikkat çekici şey – yoğunluğu budur, çünkü bir yıldızın nötron olabilmesi için çapı yalnızca 300 km kadar olan bir top şeklinde sıkıştırılması gerekir ve bu çok küçüktür. Dolayısıyla yoğunluğu çok yüksektir - bir metreküpte yaklaşık on trilyonlarca kg, bu da Dünya üzerindeki en yoğun maddelerin yoğunluğundan milyarlarca kat daha fazladır. Bu yoğunluk nereden geldi? Gerçek şu ki, Dünya üzerindeki tüm maddeler atomlardan, onlar da çekirdeklerden oluşuyor. Her atom, ortasında küçük bir çekirdeğin bulunduğu büyük, boş bir top (kesinlikle boş) olarak hayal edilebilir. Çekirdek atomun tüm kütlesini içerir (çekirdeğin yanı sıra atom yalnızca elektronları içerir, ancak kütleleri çok küçüktür). Çekirdeğin çapı atomun çapından 1000 kat daha küçüktür. Bu, çekirdeğin hacminin 1000*1000*1000 = atomdan 1 milyar kat daha küçük olduğu anlamına gelir. Dolayısıyla çekirdeğin yoğunluğu atomun yoğunluğundan milyarlarca kat daha fazladır. Nötron yıldızında ne olur? Atomlar maddenin bir formu olarak var olmaktan çıkıyor, yerlerini çekirdekler alıyor. Bu tür yıldızların yoğunluğunun karasal maddelerin yoğunluğundan milyarlarca kat daha fazla olmasının nedeni budur.

Ağır nesnelerin (gezegenler, yıldızlar) etraflarındaki her şeyi güçlü bir şekilde çektiğini hepimiz biliyoruz. Nötron yıldızları bu şekilde keşfedilir. Başkalarının yörüngelerini büyük ölçüde bozarlar görünür yıldızlar, yakınlarda yer almaktadır.

Üçüncü yıldız kategorisi – Kütlesi Güneş'in kütlesinin üç katından fazla olan yıldızlar. Nötron haline gelen bu tür yıldızlar daha da sıkışarak kara deliklere dönüşür. Yoğunlukları nötron yıldızlarının yoğunluğundan onbinlerce kat daha fazladır. Bu kadar büyük bir yoğunluğa sahip olan bir kara delik, çok güçlü bir çekim yeteneği (çevredeki cisimleri çekme yeteneği) kazanır. Yıldız, bu çekim kuvvetiyle elektromanyetik dalgaların ve dolayısıyla ışığın dahi sınırlarını aşmasına izin vermiyor. Yani kara delik ışık yaymaz. Herhangi bir ışığın olmaması – Bu karanlıktır, bu yüzden kara deliğe kara denir. Her zaman siyahtır ve hiçbir teleskopla görülemez. Herkes, kara deliklerin yerçekimi nedeniyle çevredeki tüm cisimleri büyük bir hacimde emebilme yeteneğine sahip olduğunu bilir. Bu nedenle insanlar, bilim adamlarına göre kara mikro deliklerin ortaya çıkmasının mümkün olduğu Büyük Hadron Çarpıştırıcısını fırlatma konusunda temkinli davranıyorlar. Ancak bu mikro delikler sıradan olanlardan çok farklıdır: Ömürleri çok kısa olduğundan kararsızdırlar ve pratik olarak kanıtlanmamıştır. Üstelik bilim insanları, bu mikro deliklerin sıradan kara deliklerden tamamen farklı bir yapıya sahip olduğunu ve madde absorbe edemediklerini iddia ediyor.

web sitesi, materyalin tamamını veya bir kısmını kopyalarken kaynağa bir bağlantı gereklidir.

Bu yazı astrofizik ders programındaki beşinci dersin özetidir. lise. Süpernova patlamalarının, nötron yıldızlarının (pulsarların) oluşum süreçlerinin ve hem tek hem de yıldız kütlelerinin kara deliklerinin bir tanımını içerir. yıldız çiftler. Ve kahverengi cüceler hakkında birkaç söz.

Öncelikle yıldız türlerinin sınıflandırılmasını ve kütlelerine göre evrimlerini gösteren resmi tekrarlayacağım:

1. Nova ve süpernova patlamaları.
Yıldızların derinliklerinde helyumun yanması, kırmızı devlerin oluşması ve patlamalarıyla son bulur. yeni eğitim ile beyaz cüceler veya kırmızı süperdevlerin oluşumu ve bunların patlamaları süpernova eğitim ile nötron yıldızları veya Kara delikler, ve bu yıldızların fırlattığı kabuklardan gelen bulutsular. Çoğu zaman, fırlatılan mermilerin kütleleri, bu yıldızların "mumyalarının" - nötron yıldızları ve kara deliklerin - kütlelerini aşar. Bu olgunun ölçeğini anlamak için bizden 50 milyon ışıkyılı uzaklıktaki süpernova 2015F patlamasının bir videosunu sunacağım. NGC 2442 galaksisinin yılları:

Bir başka örnek ise galaksimizdeki 1054 süpernovasıdır ve bunun sonucunda bizden 6,5 bin ışıkyılı uzaklıkta Yengeç Bulutsusu ve bir nötron yıldızı oluşmuştur. yıllar. Bu durumda ortaya çıkan nötron yıldızının kütlesi ~2 güneş kütlesi, fırlatılan kabuğun kütlesi ise ~5 güneş kütlesidir. Çağdaşları bu süpernovanın parlaklığının Venüs'ünkinden yaklaşık 4-5 kat daha fazla olduğunu tahmin ediyordu. Böyle bir süpernova bin kat daha yakın (6,5 ışıkyılı) patlasaydı, gökyüzümüzde Ay'dan 4000 kat daha parlak, ancak Güneş'ten yüz kat daha sönük parlardı.

2. Nötron yıldızları.
Büyük kütleli yıldızlar (sınıflar) O, B, A) Hidrojen yandıktan sonra helyuma dönüşür ve helyumun ağırlıklı olarak karbon, oksijen ve nitrojene dönüşmesi sürecinde oldukça kısa bir aşamaya girer kırmızı üstdev ve helyum-karbon döngüsünün tamamlanmasının ardından kabuğunu döküp alev alırlar. "Süpernova". Derinlikleri de yerçekiminin etkisi altında sıkıştırılır. Ancak dejenere elektron gazının basıncı, beyaz cücelerde olduğu gibi artık bu kütleçekimsel kendi kendini sıkıştırmayı durduramaz. Dolayısıyla bu yıldızların derinliklerindeki sıcaklık yükselir ve içlerinde termonükleer reaksiyonlar meydana gelmeye başlar ve bunun sonucunda periyodik tablonun aşağıdaki elemanları oluşur. kadar bez.

Neden demirden önce? Çünkü atom numarası yüksek çekirdeklerin oluşumu enerjinin salınmasını değil, absorbe edilmesini içerir. Ancak onu diğer çekirdeklerden almak o kadar kolay değil. Elbette bu yıldızların derinliklerinde atom numarası yüksek elementler oluşuyor. Ama büyük ölçüde daha küçük miktar demirden daha.

Ama sonra evrim bölünür. Çok büyük olmayan yıldızlar (sınıflar A ve kısmen İÇİNDE) dönüşmek nötron yıldızları. Elektronların kelimenin tam anlamıyla protonlara basıldığı ve yıldızın gövdesinin çoğunun devasa bir nötron çekirdeğine dönüştüğü yer. Sıradan nötronların birbirine değmesi ve hatta bastırılmasından oluşur. Maddenin yoğunluğu santimetreküp başına birkaç milyar ton civarındadır. Tipik bir nötron yıldızı çapı- yaklaşık 10-20 kilometre. Nötron yıldızı - ikinci kararlı "mumya" türü ölü yıldız. Kütleleri tipik olarak yaklaşık 1,3 ila 2,1 güneş kütlesi arasında değişir (gözlemsel verilere göre).

Tek nötron yıldızlarını, son derece düşük parlaklıkları nedeniyle optik olarak görmek neredeyse imkansızdır. Ama bazıları kendilerini şu şekilde buluyor: pulsarlar. Ne olduğunu? Hemen hemen tüm yıldızlar kendi eksenleri etrafında dönerler ve oldukça güçlü bir manyetik alana sahiptirler. Örneğin Güneşimiz kendi ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık bir ayda tamamlar.

Şimdi çapının yüzbin kat azalacağını hayal edin. Açısal momentumun korunumu yasası sayesinde çok daha hızlı döneceği açıktır. Ve yüzeyine yakın böyle bir yıldızın manyetik alanı, güneşinkinden çok daha güçlü olacaktır. Çoğu nötron yıldızının kendi ekseni etrafında saniyenin onda biri ila yüzde biri kadar bir dönüş periyodu vardır. Gözlemlerden, en hızlı dönen pulsarın kendi ekseni etrafında saniyede 700'ün biraz üzerinde devir yaptığı, en yavaş dönen pulsarın ise 23 saniyeden fazla bir sürede bir devrim yaptığı bilinmektedir.

Şimdi böyle bir yıldızın manyetik ekseninin, Dünya'nınki gibi, dönme ekseniyle çakışmadığını hayal edin. Böyle bir yıldızdan gelen sert radyasyon, manyetik eksen boyunca dar konilerde yoğunlaşacaktır. Ve eğer bu koni, yıldızın dönme periyoduyla Dünya'ya "dokunursa", o zaman bu yıldızı titreşimli bir radyasyon kaynağı olarak göreceğiz. Elimizle döndürülen bir el feneri gibi.

Böyle bir pulsar (nötron yıldızı), 1054 yılında Kardinal Humbert'in Konstantinopolis'i ziyareti sırasında meydana gelen bir süpernova patlamasından sonra oluşmuştur. Bunun sonucunda Katolikler ile Katolikler arasında nihai bir kopuş yaşandı. Ortodoks kiliseleri. Bu pulsarın kendisi saniyede 30 devir yapar. Ve yaklaşık 5 güneş kütlesi kütlesiyle fırlattığı kabuk şuna benziyor: Yengeç Bulutsusu:

3. Kara delikler (yıldız kütleleri).
Son olarak oldukça büyük yıldızlar (sınıflar) HAKKINDA ve kısmen İÇİNDE) bitirmek hayat yoluüçüncü tür "mumya" - Kara delik. Böyle bir nesne, bir yıldız kalıntısının kütlesi o kadar büyük olduğunda ortaya çıkar ki, bu kalıntının derinliklerindeki nötronlarla temas eden basınç (dejenere bir nötron gazının basıncı), yerçekiminin kendi kendine sıkışmasına karşı koyamaz. Gözlemler, kütle sınırının nötron yıldızları ve kara delikler ~2,1 güneş kütlesi civarında yer alır.

Tek bir kara deliğin doğrudan gözlemlenmesi mümkün değildir. Çünkü hiçbir parçacık (varsa) yüzeyinden kaçamaz. Işık parçacığı bile bir fotondur.

4. İkili yıldız sistemlerinde nötron yıldızları ve kara delikler.
Tek nötron yıldızları ve yıldız kütleli kara delikler neredeyse gözlemlenemez. Ancak yakın yıldız sistemlerinde iki veya daha fazla yıldızdan biri olması durumunda bu tür gözlemler mümkün hale gelir. Çünkü yerçekimi sayesinde, hâlâ normal yıldız olarak kalan komşularının dış kabuklarını "emebilirler".

Bir nötron yıldızının veya kara deliğin etrafındaki bu "emme" ile, birikim diski Maddesi kısmen bir nötron yıldızına veya kara deliğe doğru "kayan" ve kısmen de ondan iki yönde atılan madde jetler. Bu işlem kaydedilebilir. Bunun bir örneği SS433'teki ikili yıldız sistemidir; bunun bir bileşeni ya bir nötron yıldızı ya da bir kara deliktir. İkincisi ise hâlâ sıradan bir yıldız:

5. Kahverengi cüceler.
Kütleleri güneş kütlesinden belirgin şekilde daha az ve ~0,08 güneş kütlesine kadar olan yıldızlar M sınıfı kırmızı cücelerdir ve Evrenin yaşından daha uzun bir süre boyunca hidrojen-helyum döngüsü üzerinde çalışacaklardır. Kütlesi bu sınırın altında olan nesnelerde çeşitli nedenlerden dolayı uzun süreli sabit bir termonükleer füzyon mümkün değildir. Bu tür yıldızlara kahverengi cüceler denir. Yüzey sıcaklıkları o kadar düşüktür ki optikte neredeyse görünmezler. Ancak kızılötesi aralıkta parlıyorlar. Bu nedenlerin birleşiminden dolayı sıklıkla denir. alt yıldızlar.

Kahverengi cücelerin kütle aralığı 0,012 ile 0,08 güneş kütlesi arasındadır. Kütlesi 0,012 güneş kütlesinden (~12 Jüpiter kütlesi) daha az olan nesneler yalnızca gezegen olabilir. Gaz devleri. Yavaş yerçekimsel kendi kendini sıkıştırma nedeniyle, ana yıldızlarından aldıklarından gözle görülür derecede daha fazla enerji yayarlar. Böylece Jüpiter, tüm aralıkların toplamına göre Güneş'ten aldığı enerjinin yaklaşık iki katı kadar enerji yayar.

Teorik olarak herhangi bir kozmik cisim bir kara deliğe dönüşebilir. Örneğin, Dünya gibi bir gezegenin birkaç milimetrelik bir yarıçapa kadar küçülmesi gerekecektir ki bu elbette pratikte pek olası değildir. T&P, "Aydınlatıcı" ödüllü yeni sayısında, fizikçi Emil Akhmedov'un gök cisimlerinin nasıl kara deliklere dönüştüğünü ve kara deliklerde görülüp görülemeyeceğini anlatan "Kara Deliklerin Doğuşu ve Ölümü Üzerine" adlı kitabından bir alıntı yayınladı. yıldızlı gökyüzü.

Kara delikler nasıl oluşuyor?

*Eğer bir gök cismi, kütlesine karşılık gelen Schwarzschild yarıçapına kadar bir kuvvet tarafından sıkıştırılırsa, uzay-zamanı o kadar bükecektir ki, ışık bile onu terk edemeyecek. Bu da vücudun bir kara deliğe dönüşeceği anlamına geliyor.

Örneğin Güneş kütlesindeki bir yıldız için Schwarzschild yarıçapı yaklaşık üç kilometredir. Bu değeri Güneş'in gerçek boyutuyla (700.000 kilometre) karşılaştırın. Aynı zamanda Dünya kütlesine sahip bir gezegen için Schwarzschild yarıçapı birkaç milimetreye eşittir.

[…]Yalnızca yerçekimi kuvveti bir gök cismini Schwarzschild yarıçapı* kadar küçük boyutlara sıkıştırabilir, çünkü yalnızca yerçekimi etkileşimi yalnızca çekime yol açar ve aslında kütlenin artmasıyla birlikte sınırsız bir şekilde artar. Temel parçacıklar arasındaki elektromanyetik etkileşim, yerçekimi etkileşiminden çok daha güçlüdür. Bununla birlikte, herhangi bir elektrik yükünün kural olarak zıt işaretli bir yük ile telafi edildiği ortaya çıkar. Hiçbir şey yerçekimi yükünü, yani kütleyi koruyamaz.

Dünya gibi bir gezegen, kendi ağırlığı altında uygun Schwarzschild boyutlarına küçülmez çünkü kütlesi, kendisini oluşturan çekirdeklerin, atomların ve moleküllerin elektromanyetik itme kuvvetinin üstesinden gelmeye yeterli değildir. Ve Güneş gibi çok daha büyük bir nesne olan bir yıldız, derinliklerindeki yüksek sıcaklık nedeniyle güçlü gaz dinamiği basıncı nedeniyle büzülmez.

Yüz Güneş'ten daha büyük bir kütleye sahip çok büyük yıldızlar için, sıkıştırmanın esas olarak güçlü ışık basıncı nedeniyle meydana gelmediğini unutmayın. İki yüz Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızlar için, ne gaz dinamiği ne de ışık basıncı, böyle bir yıldızın feci bir şekilde sıkıştırılarak kara deliğe dönüşmesini önlemeye yeterlidir. Ancak aşağıda daha hafif yıldızların evrimini tartışacağız.

Yıldızların ışığı ve ısısı termonükleer reaksiyonların ürünleridir. Bu reaksiyon, yıldızların iç kısmında yeterli miktarda hidrojen bulunması ve maddenin, yıldızın tüm kütlesinin basıncı altında yüksek oranda sıkıştırılması nedeniyle meydana gelir. Güçlü sıkıştırma, aynı hidrojen çekirdeği yüklerinin elektromanyetik itişinin üstesinden gelmeyi mümkün kılar, çünkü termonükleer bir reaksiyon, hidrojen çekirdeklerinin büyük bir enerji salınımıyla birlikte bir helyum çekirdeğine füzyonudur.

Er ya da geç termonükleer yakıt (hidrojen) miktarı büyük ölçüde azalacak, hafif basınç zayıflayacak ve sıcaklık düşecek. Eğer yıldızın kütlesi Güneş gibi yeterince küçükse kırmızı dev evresinden geçerek beyaz cüceye dönüşecektir.

Kütlesi büyükse yıldız kendi ağırlığı altında küçülmeye başlayacaktır. Süpernova patlaması olarak görebileceğimiz bir çöküş yaşanacak. Bu, birçok aşamadan oluşan çok karmaşık bir süreçtir ve bilim adamları için tüm ayrıntıları henüz açık değildir, ancak çoğu zaten açıktır. Mesela biliniyor ki başka kader Bir yıldızın kütlesi, çökmeden önceki andaki kütlesine bağlıdır. Böyle bir sıkıştırmanın sonucu, bir nötron yıldızı ya da bir kara delik ya da bu tür birkaç nesnenin ve beyaz cücelerin bir kombinasyonu olabilir.

"Kara delikler en ağır yıldızların çökmesi sonucudur"

Nötron yıldızları ve beyaz cüceler, sırasıyla nötron veya elektron gazının basıncını yenmek için yeterli kütleye sahip olmadıkları için kara deliklere çökmezler. Bu baskılar nedeniyle kuantum etkileri, çok güçlü bir sıkıştırmanın ardından etkili olur. İkincisinin tartışılması doğrudan kara deliklerin fiziğiyle ilgili değildir ve bu kitabın kapsamı dışındadır.

Bununla birlikte, örneğin bir nötron yıldızı ikili yıldız sisteminde yer alıyorsa, o zaman eşlik eden yıldızdan gelen maddeyi çekebilir. Bu durumda kütlesi büyüyecek ve belli bir kritik değeri aştığı takdirde bu kez kara delik oluşumuyla yeniden çöküş yaşanacaktır. Kritik kütle, nötron gazının daha fazla sıkışmayı önlemek için yeterli basınç oluşturmaması durumunda belirlenir.

*Bu bir tahmindir. Limitin kesin değeri henüz bilinmiyor. - Yaklaşık. yazar.

Yani kara delikler en ağır yıldızların çökmesinin sonucudur. Modern anlayışa göre, termonükleer yakıtın yanmasından sonra yıldızın çekirdeğinin kütlesi en az iki buçuk güneş* olmalıdır. Bildiğimiz hiçbir madde durumu, termonükleer yakıtın tamamı tükendiğinde, bu kadar büyük bir kütlenin bir kara deliğe sıkıştırılmasını önleyecek böyle bir basınç yaratma kapasitesine sahip değildir. Kara delik oluşumunda yıldızın kütlesine getirilen sınırlamayı deneysel olarak doğrulayan gerçekleri biraz sonra gökbilimcilerin kara delikleri nasıl keşfettiklerinden bahsederken ele alacağız. […]

Pirinç. 7. Çöküşle ilgili yanılgı dış gözlemci oluşan bir kara delik ufku yerine, yavaşlayan sonsuz bir düşüş gibi

Tartışmamızla bağlantılı olarak bilimdeki çeşitli fikir ve kavramların birbiriyle bağlantısını hatırlatacak bir örnek kullanmak öğretici olacaktır. Bu hikaye okuyucuya tartışılan konunun potansiyel derinliği hakkında bir fikir verebilir.

Galileo'nun, Kopernik sistemine yönelik eleştirilere yanıt olarak, günümüzde Newton'un eylemsizlik referans çerçeveleri yasası olarak adlandırılan yasayı ortaya attığı biliniyor. Eleştiri, Dünya'nın Güneş'in etrafında dönemeyeceği, aksi takdirde onun yüzeyinde kalamayacağımız yönündeydi.

Cevap olarak Galileo, Dünya'nın Güneş'in etrafında atalet nedeniyle döndüğünü savundu. Ancak, örneğin bir geminin eylemsizlik hareketini hissetmediğimiz gibi, eylemsizlik hareketini de hareketsizlikten ayırt edemeyiz. Aynı zamanda, uzaktan eyleme inanmadığı için gezegenler ve yıldızlar arasındaki çekim kuvvetlerine de inanmıyordu ve alanların varlığından bile haberi yoktu. Ben de o zaman bu kadar soyut bir açıklamayı kabul etmezdim.

Galileo, eylemsizlik hareketinin yalnızca ideal bir eğri boyunca gerçekleşebileceğine, yani Dünya'nın yalnızca bir daire içinde veya bir daire içinde hareket edebileceğine, bunun merkezinin de Güneş'in etrafında bir daire içinde dönebileceğine inanıyordu. Yani farklı atalet hareketlerinin örtüşmesi söz konusu olabilir. Bu son tür hareket, kompozisyona daha fazla daire eklenerek daha karmaşık hale getirilebilir. Böyle bir dönüşe episikller boyunca hareket denir. Ptolemaik sistemi gezegenlerin gözlemlenen konumlarıyla uyumlu hale getirmek için icat edildi.

Bu arada, yaratıldığı sırada Kopernik sistemi, gözlemlenen olayları Ptolemaik sistemden çok daha kötü tanımladı. Kopernik de yalnızca mükemmel dairelerde hareket olduğuna inandığından, bazı gezegenlerin yörünge merkezlerinin Güneş'in dışında olduğu ortaya çıktı. (Kopernik'in eserlerini yayımlamakta gecikmesinin nedenlerinden biri de bu ikincisiydi. Sonuçta o, estetik kaygılara dayanan sistemine inanıyordu ve Güneş'in ötesindeki yörünge merkezlerinin garip yer değiştirmelerinin varlığı bu düşüncelere uymuyordu.)

Prensipte Ptolemy'nin sisteminin gözlemlenen verileri önceden belirlenmiş herhangi bir doğrulukla tanımlayabilmesi öğreticidir - yalnızca gerekli sayıda dış döngü eklemek gerekliydi. Bununla birlikte, yaratıcılarının orijinal fikirlerindeki tüm mantıksal çelişkilere rağmen, yalnızca Kopernik sistemi doğa hakkındaki görüşlerimizde - hukukta - kavramsal bir devrime yol açabilirdi. evrensel yerçekimi Hem gezegenlerin hareketini hem de bir elmanın Newton'un kafasına düşmesini ve ardından alan kavramını anlatan.

Bu nedenle Galileo, gezegenlerin elipsler boyunca Keplerian hareketini reddetti. O ve Kepler, oldukça sinirli bir tonda yazılmış mektuplar alışverişinde bulundular. Bu, aynı gezegen sistemini tam olarak desteklemelerine rağmen.

Yani Galileo, Dünya'nın Güneş'in etrafında ataletle döndüğüne inanıyordu. Newton mekaniği açısından bakıldığında bu açık bir hatadır, çünkü yerçekimi kuvveti Dünya'ya etki etmektedir. Ancak bakış açısından genel teori Görelilik teorisine göre Galileo haklı olmalı: Bu teoriye göre, yerçekimi alanındaki cisimler, en azından kendi yerçekimi ihmal edilebildiğinde, eylemsizlikle hareket ederler. Bu hareket sözde jeodezik eğri boyunca meydana gelir. Düz uzayda bu sadece düz bir dünya çizgisidir, ancak bir gezegen söz konusu olduğunda Güneş Sistemi bu, eliptik bir yörüngeye karşılık gelen jeodezik bir dünya çizgisidir ve mutlaka dairesel bir yörünge olması gerekmez. Ne yazık ki Galileo bunu bilemedi.

Bununla birlikte, genel görelilik teorisinden, bir jeodezik boyunca hareketin, yalnızca hareket eden cismin kendisi (gezegen) tarafından uzayın eğriliği ihmal edilebilirse ve bunun yalnızca çekim merkezi (Güneş) tarafından kavisli olduğu varsayılabilirse meydana geldiği bilinmektedir. . Doğal bir soru ortaya çıkıyor: Galileo, Dünyanın Güneş etrafındaki eylemsizlik hareketi konusunda haklı mıydı? Her ne kadar bu çok önemli bir soru olmasa da, insanların neden Dünya'dan uçmadıklarını artık bildiğimiz için, bunun yerçekiminin geometrik tanımıyla bir ilgisi olabilir.

Bir kara deliği nasıl “görebilirsiniz”?

[…] Şimdi yıldızlı gökyüzünde kara deliklerin nasıl gözlemlendiği tartışmasına geçelim. Bir kara delik kendisini çevreleyen tüm maddeyi tüketmişse, o zaman yalnızca uzak yıldızlardan gelen ışık ışınlarının bozulması yoluyla görülebilmektedir. Yani bizden çok uzak olmayan bu kadar saf bir kara delik olsaydı, yaklaşık olarak kapakta gösterileni görürdük. Ancak böyle bir fenomenle karşılaşmış olsanız bile, bunun yalnızca büyük, ışıklı olmayan bir cisim değil, bir kara delik olduğundan emin olamazsınız. Birini diğerinden ayırmak biraz çalışma gerektiriyor.

Ancak gerçekte kara delikler, temel parçacıklar, toz, gazlar, meteorlar, gezegenler ve hatta yıldızları içeren bulutlarla çevrilidir. Bu nedenle gökbilimciler Şekil 1'de gösterilen resme benzer bir şey gözlemliyorlar. 9. Peki bunun bir tür yıldız değil de kara delik olduğu sonucuna nasıl varıyorlar?

Pirinç. 9. Gerçek çok daha sıradan ve çeşitli gök cisimleri, gazlar ve toz bulutları ile çevrelenmiş kara delikleri gözlemlemek zorundayız.

Başlamak için, yıldızlı gökyüzünde, genellikle ikili yıldız sisteminde veya aktif bir galaktik çekirdekte belirli büyüklükte bir alan seçin. Ondan yayılan radyasyonun spektrumu, içindeki maddenin kütlesini ve davranışını belirler. Daha sonra, radyasyonun yalnızca yıldızların bağırsaklarında meydana gelen termonükleer reaksiyonlardan değil, yerçekimi alanına düşen parçacıklardan olduğu gibi söz konusu nesneden yayıldığı kaydedildi. Özellikle bir gök cismi üzerine düşen maddenin karşılıklı sürtünmesi sonucu oluşan radyasyon, termonükleer reaksiyon sonucundan çok daha fazla enerjiye sahip gama radyasyonu içerir.

“Kara delikler temel parçacıkları, tozu, gazları, meteorları, gezegenleri ve hatta yıldızları içeren bulutlarla çevrilidir.”

Gözlenen bölge yeterince küçükse, pulsar değilse ve içinde yoğunlaşmış büyük bir kütleye sahipse bu durumda bunun bir kara delik olduğu sonucuna varılır. Birincisi, füzyon yakıtı yandıktan sonra bu kadar küçük bir bölgede bu kadar kütlenin çökmesini engelleyecek bir basınç oluşturabilecek herhangi bir madde halinin olmayacağı teorik olarak öngörülüyor.

İkincisi, az önce de vurguladığımız gibi söz konusu cisimlerin pulsar olmaması gerekiyor. Pulsar, kara delikten farklı olarak bir yüzeye sahip olan ve büyük bir mıknatıs gibi davranan bir nötron yıldızıdır; bu, elektromanyetik alanın yükten daha incelikli özelliklerinden biridir. Orijinal dönen yıldızların çok güçlü bir şekilde sıkıştırılmasının sonucu olan nötron yıldızları, açısal momentumun korunması gerektiğinden daha da hızlı döner. Bu, bu tür yıldızların zamanla değişen manyetik alanlar yaratmasına neden olur. İkincisi, karakteristik titreşimli radyasyonun oluşumunda önemli bir rol oynar.

Hepsi bulundu şu an Pulsarların kütlesi iki buçuk güneş kütlesinden daha azdır. Kütlesi bu sınırı aşan karakteristik enerjik gama radyasyonunun kaynakları pulsar değildir. Görüldüğü gibi bu kütle sınırı, maddenin bildiğimiz hallerine dayanarak yapılan teorik tahminlerle örtüşmektedir.

Bütün bunlar, doğrudan bir gözlem olmasa da, gökbilimcilerin gördüğü şeyin başka bir şey değil, kara delikler olduğu gerçeğini destekleyen oldukça ikna edici bir argümandır. Her ne kadar neyin doğrudan gözlem olarak kabul edilip edilemeyeceği büyük bir sorudur. Sonuçta siz okuyucu, kitabın kendisini görmüyorsunuz, yalnızca onun saçtığı ışığı görüyorsunuz. Ve yalnızca dokunsal ve görsel duyuların birleşimi sizi onun varlığının gerçekliğine ikna eder. Aynı şekilde bilim adamları da gözlemledikleri verilerin bütünlüğüne dayanarak şu veya bu nesnenin varlığının gerçekliği hakkında bir sonuca varırlar.

Kütlesi belirli bir kritik değerin altında olan yıldızlar için yerçekimsel sıkıştırma, "beyaz cüce" ​​adı verilen aşamada durur.

Beyaz cücenin yoğunluğu 10 7 g/cm3'ten fazladır, yüzey sıcaklığı ~ 10 4 K'dir. Bu noktada Yüksek sıcaklık atomların tamamen iyonize olması ve yıldızın içinde çekirdeklerin, dejenere bir elektron gazı oluşturan bir elektron denizine daldırılması gerekir. Bu gazın basıncı yıldızın daha fazla kütleçekimsel çöküşünü önler.

Dejenere bir elektron gazının basıncı kuantum niteliğindedir. Elektronların uyduğu Pauli ilkesinin bir sonucu olarak ortaya çıkar.

Pauli ilkesi, her elektronun kaplayabileceği minimum alan miktarına bir sınır koyar. Dış basınç bu hacmi azaltamaz. Beyaz cücede tüm elektronlar minimum hacme ulaşmış durumdadır ve yerçekimsel sıkıştırma, elektron gazının iç basıncı ile dengelenmektedir.

Bir beyaz cücenin kütlesinin sınırı yaklaşık 1,5M s'dir. Bu sınırlayıcı kütleye Chandrasekhar sınırı denir (M s Güneş'in kütlesidir, ~ 1,99·10 · 30 kg'a eşittir).

Genellikle buna inanılır azami ağırlık beyaz cüce 1,4 milyon sn. Bu nedenle elektron dejenerasyon basıncı 1,4M s'den daha büyük kütleler içeremez. 0,5M sn ise< M < 1.4M s , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M s , ядро белого карлика состоит из гелия.

Kütlesi Chandrasekhar'a yakın olan bir beyaz cücenin yoğunluğu 6x10 6 g/cm3, yarıçapı 5x10 3 km'dir.

Beyaz cücelerin parlaklığı Güneş'in parlaklığının 10 -2 -10 -4'üdür. Radyasyonları içlerinde depolanan termal enerji tarafından sağlanır.

Nötron yıldızı

Hesaplamalar, M ~ 25M s'lik bir süpernova patlaması sırasında, ~ 1.6M s kütleli yoğun bir nötron çekirdeğinin (nötron yıldızı) kaldığını göstermektedir.

Artık kütlesi M > 1,4M s olan ve süpernova aşamasına ulaşmamış yıldızlarda, dejenere elektron gazının basıncı da yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve yıldız, nükleer yoğunluk durumuna sıkıştırılır. Bu yerçekimsel çöküşün mekanizması bir süpernova patlamasındakiyle aynıdır.

Yıldızın içindeki basınç ve sıcaklık, elektronların ve protonların birbirine "bastırıldığı" ve reaksiyonun bir sonucu olduğu değerlere ulaşır.

p + e - > n + v e

Nötrinoların emisyonundan sonra, elektronlardan çok daha küçük bir faz hacmi kaplayan nötronlar oluşur.

Yoğunluğu 10 14 - 10 15 g/cm3'e ulaşan nötron yıldızı adı verilen bir yıldız ortaya çıkar. Bir nötron yıldızının karakteristik boyutu 10-15 km'dir.

Bir anlamda nötron yıldızı dev bir atom çekirdeğidir.

Nötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkan nükleer maddenin basıncıyla daha fazla yerçekimsel sıkıştırma önlenir. Bu, daha önce beyaz cüce durumunda olduğu gibi yozlaşma basıncıyla aynıdır, ancak çok daha yoğun bir nötron gazının yozlaşma basıncıdır. Bu basınç kütleleri 3,2M s'ye kadar tutabilmektedir.

Çökme anında oluşan nötrinolar, nötron yıldızını oldukça hızlı bir şekilde soğutur. Teorik tahminlere göre sıcaklığı ~100 s gibi bir sürede 10 11 K'den 10 9 K'ye düşer. Ayrıca soğutma hızı biraz azalır. Ancak astronomik ölçekte oldukça yüksektir. Sıcaklıkta 10 9'dan 10 8 K'ye 100 yılda, 10 6 K'ya ise bir milyon yılda bir düşüş meydana gelir.

Nötron yıldızlarının optik yöntemlerle tespit edilmesi, boyutlarının küçük olması ve sıcaklığının düşük olması nedeniyle oldukça zordur.

1967'de Cambridge Üniversitesi'nde Hewish ve Bell periyodik elektromanyetik radyasyonun kozmik kaynaklarını keşfettiler. pulsarlar. Çoğu pulsarın darbe tekrarlama periyotları 3,3·10-2 ila 4,3 saniye aralığındadır.

Modern kavramlara göre pulsarlar, 1-3M s kütleli ve 10-20 km çapında dönen nötron yıldızlarıdır.

Yalnızca nötron yıldızı özelliklerine sahip kompakt nesneler bu dönme hızlarında çökmeden şekillerini koruyabilirler.

Bir nötron yıldızının oluşumu sırasında açısal momentumun ve manyetik alanın korunması, güçlü bir B ~ 10 12 G manyetik alana sahip, hızla dönen pulsarların doğmasına yol açar.

B, manyetik alanın ana kuvvet özelliği olan manyetik indüksiyon vektörüdür. CGS sisteminde gauss (G) cinsinden (santimetre-gram-saniye) ve Tesla (T) cinsinden ölçülür. Uluslararası sistem birimler (SI). 1 T = 10 4 G.

Bir nötron yıldızının, ekseni yıldızın dönme ekseniyle çakışmayan bir manyetik alana sahip olduğuna inanılmaktadır. Bu durumda yıldızın radyasyonu (radyo dalgaları ve görünür ışık) bir deniz fenerinin ışınları gibi Dünya üzerinde süzülür. Işın Dünya'yı geçtiğinde bir darbe kaydedilir.

Bir nötron yıldızından gelen radyasyon, yıldızın yüzeyinden gelen yüklü parçacıkların manyetik alan çizgileri boyunca dışarıya doğru hareket ederek elektromanyetik dalgalar yayması nedeniyle oluşur. İlk olarak Gold tarafından önerilen bu pulsar radyo emisyon mekanizması aşağıdaki şekilde gösterilmektedir.

Bir radyasyon ışını yeryüzündeki bir gözlemciye çarptığında, radyo teleskopu, nötron yıldızının dönüş periyoduna eşit bir periyoda sahip kısa radyo emisyonu darbelerini tespit eder.

Nabzın şekli, nötron yıldızının manyetosferinin geometrisi tarafından belirlenen ve her pulsarın karakteristik özelliği olan çok karmaşık olabilir.

Pulsarların dönüş periyotları kesinlikle sabittir ve bu periyotları ölçmenin doğruluğu 14 haneli rakamlara ulaşmaktadır.

Şu anda ikili sistemlerin parçası olan pulsarlar keşfedildi. Pulsar ikinci bileşenin yörüngesinde dönüyorsa, Doppler etkisi nedeniyle pulsar periyodundaki değişiklikler gözlemlenmelidir.

Pulsar gözlemciye yaklaştığında Doppler etkisi nedeniyle radyo darbelerinin kaydedilme periyodu azalır, pulsar bizden uzaklaştığında ise periyodu artar. Bu olguya dayanarak çift yıldızların parçası olan pulsarlar keşfedildi.

İkili sistemin bir parçası olan ilk keşfedilen pulsar PSR 1913 + 16'nın yörünge periyodu 7 saat 45 dakikaydı. Pulsar PSR 1913 + 16'nın doğal yörünge periyodu 59 ms'dir.

Pulsarın radyasyonu, nötron yıldızının dönüş hızında bir azalmaya yol açmalıdır. Bu etki de bulundu. İkili sistemin parçası olan bir nötron yıldızı aynı zamanda yoğun bir X-ışını radyasyonu kaynağı da olabilir.

Nötron yıldızlarının oluşumu her zaman bir süpernova patlamasının sonucu değildir. Yakın ikili yıldız sistemlerinde beyaz cücelerin evrimi sırasında nötron yıldızlarının oluşumuna ilişkin olası bir başka mekanizma.

Eş yıldızdan beyaz cüceye madde akışı, beyaz cücenin kütlesini kademeli olarak arttırır ve kritik bir kütleye (Chandrasekhar sınırı) ulaştığında beyaz cüce, bir nötron yıldızına dönüşür.

Nötron yıldızının oluşumundan sonra madde akışının devam etmesi durumunda kütlesi önemli ölçüde artabilir ve yerçekimsel çöküşün bir sonucu olarak kara deliğe dönüşebilir. Bu, sözde "sessiz" çöküşe karşılık gelir.

Bir yıldızın kütlesinin, sıkı bir şekilde paketlenmiş nötronlar tarafından dengede tutulabilecek bir sınırı vardır. Nükleer maddenin yoğunluğunu önemli ölçüde aşan yoğunluklardaki maddenin davranışı yeterince incelenmediğinden bu sınır doğru bir şekilde hesaplanamaz.

Artık dejenere nötronlar tarafından stabilize edilemeyen yıldızın kütlesine ilişkin tahminler ~ 3M s değerini vermektedir.

Dolayısıyla, bir süpernova patlaması sırasında M > 3M s'lik bir artık kütle korunursa, bu durumda kararlı bir nötron yıldızı biçiminde var olamaz.

Kısa mesafelerdeki nükleer itici kuvvetler, yıldızın daha fazla kütleçekimsel sıkışmasına dayanamaz. Alışılmadık bir nesne beliriyor - bir kara delik.

Kara deliğin temel özelliği, yaydığı hiçbir sinyalin sınırlarının ötesine geçip harici bir gözlemciye ulaşamamasıdır.

M kütleli bir yıldız kara deliğe çökerken yarıçapı r g olan bir küreye (Schwarzschild küresi) ulaşır:

rg = 2GM/c2,

(Resmi olarak bu ilişkiye, ikinci kaçış hızı için iyi bilinen formül varsayılarak ulaşılabilir. v k2 = (2GM/R) 1/2 bu hızın sınır değeri ışık hızına eşittir).

Bir nesne Schwarzschild küresi boyutuna ulaştığında yerçekimi alanı o kadar güçlü olur ki, Elektromanyetik radyasyon. Güneş'in Schwarzschild yarıçapı 3 km, Dünyanınki ise 1 cm'dir.

Schwarzschild kara deliği dönmeyen bir nesnedir ve dönmeyen büyük bir yıldızın kalıntısıdır. Dönen devasa bir yıldız, dönen bir kara deliğe (Kerr kara deliği) dönüşür.

Bir kara delik yalnızca dolaylı kanıtlarla tespit edilebilir, özellikle de görünür bir yıldıza sahip bir ikili yıldız sisteminin parçasıysa. Bu durumda kara delik yıldızın gazını emecektir. Bu gaz ısınarak tespit edilebilecek yoğun X ışınlarının kaynağı haline gelecektir.

Şu anda doğrudan yok deneysel doğrulama kara deliklerin varlığı. Davranışları kara deliklerin varlığıyla açıklanabilecek birçok uzay nesnesi vardır.

Böylece, 5,6 günlük dönüş periyoduna sahip ikili bir sistem olan Cygnus XI nesnesi var. Sistem, 22M s kütleli mavi bir dev ve muhtemelen bir kara delik olan, 8M s kütleli, titreşimli X-ışını radyasyonunun görünmez bir kaynağını içeriyor (bu kadar büyük bir kütleye sahip bir nesne, bir nötron yıldızı olamaz).

Yıldızların çöküşü sırasında oluşan kara deliklerin yanı sıra, Büyük Patlama'nın homojen olmaması nedeniyle Evrende ilk yıldızların ortaya çıkmasından çok önce ortaya çıkan kara delikler de olabilir.

Ortaya çıkan madde yığınları kara delik durumuna sıkıştırılabilirken, maddenin geri kalanı genişledi. Evrenin en erken aşamasında oluşan kara deliklere kalıntı delikler denir. Bazılarının boyutunun bir protonun boyutundan önemli ölçüde daha küçük olabileceğine inanılıyor.

1974 yılında Hawking kara deliklerin parçacık yayması gerektiğini gösterdi. Bu parçacıkların kaynağı, boşlukta sanal parçacık-antiparçacık çiftlerinin oluşma sürecidir. Sıradan alanlarda bu çiftler o kadar hızlı yok olurlar ki gözlemlenemezler. Ancak çok güçlü alanlarda sanal bir parçacık ve antiparçacık ayrılarak gerçek hale gelebilir.

Bir kara deliğin kenarında güçlü gelgit kuvvetleri vardır. Bu kuvvetlerin etkisi altında, sanal çiftlerin parçası olan bazı parçacıklar (antipartiküller) kara delikten dışarı uçabilir. Birçoğu yok olduğu için kara delik bir radyasyon kaynağı haline gelmelidir.

Kara deliğin uzaya yaydığı enerji onun derinliklerinden gelir. Dolayısıyla bu tür parçacıkların emisyonu sürecinde kara deliğin kütlesinin ve boyutunun azalması gerekir. Bu bir kara deliğin "buharlaşma" mekanizmasıdır.

Bir kara deliğin sıcaklığı kütlesiyle ters orantılıdır, bu nedenle daha büyük olanlar daha yavaş buharlaşır çünkü ömürleri kütlenin küpüyle orantılıdır (dört boyutlu uzay-zamanda). Örneğin, Güneş mertebesinde M kütleli bir kara deliğin ömrü Evrenin yaşını aşarken, M = 1 teraelektronvolt (10 12 eV, yaklaşık 2x10 -30 kg) olan bir mikro delik yaklaşık 10 -27 yıl yaşar. saniye (Bilim ve Yaşam, KARA DELİKLER).

Büyük kara delikler için "buharlaşma" hızı çok yavaştır ve pratikte ihmal edilebilir. Kütlesi 10 güneş kütlesi olan bir kara delik 10 69 yıl içinde buharlaşacaktır. Merkezde olabilecek süper kütleli (milyarlarca güneş kütlesindeki) kara deliklerin buharlaşma süresi büyük galaksiler, 10 96 yıl olabilir.

Yıldızların beyaz cücelere, nötron yıldızlarına veya kara deliklere dönüşme süreçlerine genellikle devasa enerji emisyonları eşlik eder. Bu tür enerji emisyonları ve diğer kozmik patlamalar hakkında daha fazla ayrıntı aşağıdaki videoda anlatılmaktadır.

Video: Uzaydaki en şiddetli ve en büyük patlamalar. Galaksilerin, yıldızların, gezegenlerin patlamaları.

Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler çeşitli şekiller yıldız evriminin son aşaması. Genç yıldızlar enerjilerini yıldızın iç kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyonlardan alırlar; Bu reaksiyonlar sırasında hidrojen helyuma dönüşür. Belirli bir oranda hidrojen tüketildikten sonra ortaya çıkan helyum çekirdeği küçülmeye başlar. Bir yıldızın daha sonraki evrimi, kütlesine veya daha kesin olarak Chandrasekhar sınırı adı verilen belirli bir kritik değerle nasıl bir ilişki içinde olduğuna bağlıdır. Yıldızın kütlesi bu değerden azsa, dejenere elektron gazının basıncı, helyumun karbona dönüştüğü termonükleer reaksiyonlar başladığında sıcaklığı bu kadar yüksek bir değere ulaşmadan önce helyum çekirdeğinin sıkıştırılmasını (çökmesini) durdurur. . Bu arada gelişen yıldızın dış katmanları nispeten hızlı bir şekilde dökülüyor. (Gezegenimsi bulutsuların bu şekilde oluştuğu varsayılmaktadır.) Beyaz cüce, az çok uzatılmış bir hidrojen kabuğuyla çevrelenmiş bir helyum çekirdeğidir.

Daha büyük yıldızlarda helyum çekirdeği, helyum "tükenene" kadar büzülmeye devam eder. Helyumun karbona dönüşmesi sırasında açığa çıkan enerji, çekirdeğin daha fazla çökmesini önler, ancak bu uzun sürmez. Helyum tamamen tüketildikten sonra çekirdeğin sıkıştırılması devam eder. Sıcaklık tekrar yükselir, atom çekirdeğinde depolanan enerji bitene kadar devam eden diğer nükleer reaksiyonlar başlar. Bu noktada yıldızın çekirdeği zaten nükleer "kül" rolünü oynayan saf demirden oluşuyor. Artık yıldızın daha da çökmesini hiçbir şey engelleyemez; maddesinin yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğuna ulaşana kadar devam eder. Yıldızın merkez bölgelerindeki maddenin keskin bir şekilde sıkıştırılması, muazzam bir kuvvet patlamasına neden olur ve bunun sonucunda yıldızın dış katmanları muazzam hızlarda birbirinden ayrılır. Gökbilimcilerin süpernova olgusuyla ilişkilendirdiği şey bu patlamalardır.

Çöken bir yıldız kalıntısının kaderi, kütlesine bağlıdır. Kütle yaklaşık 2,5M 0'dan (Güneş'in kütlesi) azsa, nötronların ve protonların "sıfır" hareketinden kaynaklanan basınç, yıldızın daha fazla kütleçekimsel sıkışmasını önleyecek kadar büyüktür. Madde yoğunluğunun atom çekirdeğinin yoğunluğuna eşit olduğu (hatta bu yoğunluğu aştığı) nesnelere nötron yıldızları denir. Özellikleri ilk olarak 30'lu yıllarda R. Oppenheimer ve G. Volkov tarafından incelenmiştir.

Newton'un teorisine göre çöken bir yıldızın yarıçapı sonlu bir sürede sıfıra düşerken, çekim potansiyeli süresiz olarak artar. Einstein'ın teorisi farklı bir senaryo çiziyor. Fotonun hızı kara deliğin merkezine yaklaştıkça azalır ve sıfıra eşit. Bu, dışarıdan bir gözlemcinin bakış açısından kara deliğe düşen bir fotonun asla kara deliğin merkezine ulaşamayacağı anlamına gelir. Madde parçacıkları fotondan daha hızlı hareket edemediğinden kara deliğin yarıçapı sınır değeri sonsuz bir süre için. Üstelik kara deliğin yüzeyinden yayılan fotonlar, çöküş boyunca artan bir kırmızıya kayma yaşar. Dışarıdan bir gözlemcinin bakış açısından, kara deliğin oluştuğu nesne başlangıçta giderek artan bir hızla büzülür; daha sonra yarıçapı giderek daha yavaş bir şekilde azalmaya başlar.

İç enerji kaynakları olmadan nötron yıldızları ve kara delikler hızla soğur. Ve yüzey alanları çok küçük olduğundan (sadece birkaç on kilometre kare), bu nesnelerin parlaklığının son derece düşük olması beklenmelidir. Aslında nötron yıldızlarının veya kara deliklerin yüzeyinden gelen termal radyasyon henüz gözlemlenmedi. Ancak bazı nötron yıldızları güçlü kaynaklar termal olmayan radyasyon. Hakkında Cambridge Üniversitesi'nde yüksek lisans öğrencisi olan Jocelyn Bell tarafından 1967'de keşfedilen sözde pulsarlar hakkında. Bell, salınımlı radyo kaynaklarının radyasyonunu incelemek için Anthony Hewish tarafından geliştirilen ekipman kullanılarak kaydedilen radyo sinyallerini inceledi. Kaotik biçimde yanıp sönen kaynakların birçok kaydı arasında, yoğunlukları değişse de patlamaların net bir periyodiklikle tekrarlandığını fark etti. Daha ayrıntılı gözlemler, darbelerin tam olarak periyodik doğasını doğruladı ve diğer kayıtları incelerken aynı özelliklere sahip iki kaynak daha keşfedildi. Gözlemler ve teorik analizler, pulsarların alışılmadık derecede güçlü manyetik alanlara sahip, hızla dönen nötron yıldızları olduğunu gösteriyor. Radyasyonun titreşimli doğası, dönen bir nötron yıldızının yüzeyindeki (veya yakınındaki) "sıcak noktalardan" çıkan ışın ışınlarından kaynaklanır. Bu radyasyonun ayrıntılı mekanizması bilim adamları için hala bir gizem olmaya devam ediyor.

Yakın ikili sistemlerin bir parçası olarak birkaç nötron yıldızı keşfedildi. Güçlü X-ışını radyasyonu kaynakları bunlar (başkaları değil) nötron yıldızlarıdır. Bir bileşeni dev veya süperdev, diğeri kompakt bir yıldız olan yakın bir ikili hayal edelim. Kompakt bir yıldızın yerçekimi alanının etkisi altında, devin seyrekleştirilmiş atmosferinden gaz akabilir: uzun süredir spektral analiz yöntemleriyle keşfedilen yakın ikili sistemlerdeki bu tür gaz akışları, uygun bir teorik yorum almıştır. Eğer ikili sistemdeki kompakt yıldız bir nötron yıldızı veya kara delik ise, sistemin başka bir bileşeninden kaçan gaz molekülleri çok yüksek enerjilere kadar hızlandırılabilir. Moleküller arasındaki çarpışmalar nedeniyle kinetik enerji Kompakt bir yıldızın üzerine düşen gaz, sonunda ısı ve radyasyona dönüşür. Tahminlerin gösterdiği gibi, bu durumda açığa çıkan enerji, bu tip ikili sistemlerden gözlemlenen X-ışını emisyonunun yoğunluğunu tam olarak açıklamaktadır.

Einstein'ın genel görelilik teorisinde kara delikler, onun teorisinde ultra-görelilikçi parçacıklarla aynı yeri işgal eder. özel teori görelilik. Ancak eğer ultrarelativistik parçacıkların dünyası (yüksek enerji fiziği) şaşırtıcı fenomenlerle doluysa, önemli rol Deneysel fizik ve gözlemsel astronomide kara deliklerle ilgili olaylar hâlâ yalnızca şaşkınlık yaratıyor. Kara delik fiziği eninde sonunda kozmoloji açısından önemli sonuçlar verecektir, ancak şimdilik bilimin bu dalı büyük ölçüde teorisyenler için bir oyun alanıdır. Bundan, Einstein'ın yerçekimi teorisinin, teorik açıdan ondan önemli ölçüde üstün olmasına rağmen, bize Evren hakkında Newton'un teorisinden daha az bilgi verdiği sonucu çıkmaz mı? Hiç de bile! Newton'un teorisinden farklı olarak Einstein'ın teorisi, bir bütün olarak gerçek Evrenin kendi içinde tutarlı bir modelinin temelini oluşturur, bu teorinin birçok şaşırtıcı ve test edilebilir öngörüsü vardır ve son olarak serbestçe düşen, dönmeyen referanslar arasında nedensel bir bağlantı sağlar. çerçeveler ve dağılımın yanı sıra kozmos uzayındaki kütlenin hareketi.