Nötron yıldızlarda yerçekimi. Beyaz cüce, nötron yıldızı, kara delik
Nötron yıldızlarının varlığıyla ilgili hipotezi, 1932'de nötronun açılmasından hemen sonra gökbilimciler V. BAAD ve F. Tsvikki tarafından öne sürüldü. Ancak bu hipotez gözlemlerini yalnızca 1967'de pulsarların açılmasından sonra onaylar.
Nötron yıldızları, normal yıldızların yerçekimi çöküşünün bir sonucu olarak, birkaç kez daha güneşli kütlelerle birlikte oluşur. Nötron yıldızının yoğunluğu, atom çekirdeğinin yoğunluğuna yakındır, yani. Geleneksel maddenin yoğunluğundan 100 milyon kat daha yüksek. Bu nedenle, muazzam kitlesiyle, nötron yıldızı her şeyin yarıçapına sahiptir. 10 km.
Nötron yıldızının küçük yarıçapı nedeniyle, yüzeyindeki yerçekimin gücü son derece büyüktür: Dünya'dan yaklaşık 100 milyar kat daha yüksektir. Çöküşten, bu yıldız, sıcaklığına bağlı olmayan yoğun bir nötron maddenin "dejenerasyonun basıncını" tutar. Bununla birlikte, nötron yıldızının kütlesi 2 güneşin üzerinde olursa, yerçekiminin gücü bu basıncı aşacaktır ve yıldız çökmeye direnemeyecektir.
Nötron yıldızları, yüzeye 10'a ulaşan çok güçlü bir manyetik alana sahiptir (karşılaştırma için: Arazi yaklaşık 1 GS). Nötron yıldızlarla bağlanmak göksel nesneler iki farklı tip.
Nazik
(Radyopülsta). Bu nesneler kesinlikle düzenli olarak radyo dalgası darbeleri yayar. Radyasyon mekanizması tamamen net değildir, ancak dönen nötron yıldızının, simetrinin ekseni ile yıldızın dönme ekseni ile çakışmayan manyetik alanı ile ilişkili yönde radar yayıldığına inanılmaktadır. Bu nedenle, dönme, periyodik olarak yere yönlendirilen bir radiole döndürmesine neden olur.
Röntgen çift.
Büyük bir normal yıldıza sahip bir çift sisteme dahil olan nötron yıldızları, darbeli röntgen kaynakları ile de ilişkilidir. Bu tür sistemlerde, normal bir yıldızın yüzeyinden gelen gaz nötron yıldızına düşer, büyük hız. Nötron yıldızı nötron yıldızının yüzeyine çarptığında, maden enerjisinin% 10-30'u var, oysa nükleer reaksiyonlarla bu gösterge% 1'e ulaşmaz. Yüksek sıcaklığa ısıtılır Nötron yıldızının yüzeyi, röntgen radyasyonunun kaynağı olur. Bununla birlikte, gaz düşüşü tüm yüzeyde eşit şekilde gerçekleşmez: nötron yıldızının güçlü manyetik alanı, düşen iyonize gazı yakalar ve manyetik direklerbir hunide gibi düştü. Bu nedenle, sadece direklerin alanları güçlü bir şekilde ısıtılır, bu da dönen yıldızın üzerine röntgen darbelerinin kaynakları olur. Böyle bir yıldızdan gelen radyoimpuls artık radyo dalgaları çevreleyen gazında emiliyor.
Yapı.
Nötron yıldızının yoğunluğu bir derinlik ile büyür. Atmosfer tabakası altında, sadece birkaç santimetrenin kalınlığı, birkaç metre kalınlığında ve aşağıda bir kilometre kabuğu olan bir sıvı metal kılıftır. Kabuğun özü her zamanki metale benziyor, ancak çok daha yoğundur. Kabuğun dış kısmında, esas olarak demirdir; Bileşimin derinliği ile nötronların oranını arttırır. Yoğunluğun iyi ulaştığı yer. 4H 10 11 g / cm3, nötronların oranı, bazılarının artık çekirdeğin bir parçası olmadığından, ancak katı bir ortam oluşturduğu çok fazla artar. Orada, madde, atomların çekirdeğinin içine alındığı nötronların ve elektronların "denizden" benzerdir. Ve yoğunlukta yakl. 2H 10 14 g / cm3 (atom çekirdeğinin yoğunluğu) genellikle bireysel çekirdekleri kaybolur ve proton ve elektronların bir karışımına sahip bir katı nötron "sıvı" kalır. Muhtemelen nötronlar ve protonlar, aynı zamanda, sıvı helyum ve yer laboratuvarlarında süper iletken metallere benzer bir süperfluid sıvı olarak davranırlar.
Böyle bir nesnenin maddeleri, atomik çekirdeğin yoğunluğunu birkaç kez aşıyor (bu, ağır çekirdekler için ortalama 2,8 ° 10 17 kg / m³). Nötron yıldızının daha fazla yerçekimi kasılması basıncı önler nükleer maddenötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkıyor.
Birçok nötron yıldızının, saniyede birkaç yüz turneye kadar son derece yüksek bir rotasyon hızına sahiptir. Nötron yıldızları, süpernova salgınlarının bir sonucu olarak ortaya çıkar.
Genel
Güvenilir şekilde ölçülen kitlelere sahip nötron yıldızları arasında, çoğunluk, Chandray sınırının değerine yakın olan Güneş'in 1.3 ila 1.5 kitlesine kadar aralığa girer. Teorik olarak, nötron yıldızlarının 0,1 ila yaklaşık 2.16 güneş kütlesi ile kitlelerle izin verilir. Bilinen en büyük nötron yıldızları - Vela X-1 (1σ seviyesinde en az 1.88 ± 0.13 güneş kütlesine sahiptir, bu da% α≈34'ün önemi seviyesine karşılık gelir), PSR J1614-2230 TR (ile Bir kütle 1, 97 ± 0.04 solar) ve PSR J0348 + 0432 TR (2.01 ± 0.04 güneş enerjisi ile) PSR J0348 + 0432 TR'dir. Nötron yıldızlardaki yerçekimi dejenere nötron gazının basıncı ile eşitlenir. Nötron yıldızının kütlesinin maksimum değeri, yıldız çekirdeğindeki maddenin durumunun (kötü bilinen) bir denklemine bağlı olan Openemeimer-Volkova sınırına göre belirlenir. Daha da artan yoğunlukta, nötron yıldızlarının kuarkta yeniden doğduğu gerçeği için teorik önkoşullar vardır.
2015 yılına kadar, 2500'den fazla nötron yıldız açıktı. Bunların yaklaşık% 90'ı bekar. Toplamda, 10,8 -10 9 nötron yıldızımız galaksimizde, yani, birte bin sıradan yıldızlara bir yerlerde bulunabilir. Nötron yıldızları için, yüksek hız (bir kural olarak, yüzlerce km / s) karakterizedir. Bulutun özünün birliğinin bir sonucu olarak, nötron yıldızı, yaklaşık% 0.003 yayılan enerji (10 yıldız büyüklüğüne karşılık gelir), optik dahil olmak üzere farklı spektral aralıklarda yerden görülebilir.
Yapı
Nötron yıldızında, beş katman ayırt edilebilir: atmosfer, dış korteks, iç kabuğu, dış çekirdek ve iç çekirdek.
Nötron yıldızının atmosferi, çok ince bir plazma tabakasıdır (sıcak yıldızlarda sıcak yıldızlarda onlarca santimetreden soğuk), nötron yıldızının termal radyasyonu oluşturulmuştur.
Dış kabuğu iyon ve elektronlardan oluşur, kalınlığı birkaç yüz metreye ulaşır. İnce (birkaç metreden fazla), sıcak bir nötron yıldızının yakın yüzey tabakası, dejenere olmayan elektron gazı, daha derin katmanlar - dejenere elektronik gazı içerir, artan derinlik ile göreceli ve ultrarelativik hale gelir.
İç kabuğu, elektronlardan, serbest nötronların ve aşırı nötron içeren atomik çekirdekten oluşur. Artan derinlik ile serbest nötronların oranı artar ve atom çekirdeğinin payı azalır. İç kabuğun kalınlığı birkaç kilometreye ulaşabilir.
Dış çekirdek, küçük bir karışım (yüzde birkaçı) proton ve elektronlar olan nötronlardan oluşur. Düşük kütleli nötron yıldızlarında, dış çekirdek yıldızın merkezine uzanabilir.
Massive nötron yıldızları bir iç çekirdeğe sahiptir. Yarıçapı birkaç kilometreye ulaşabilir, çekirdeğin ortasındaki yoğunluk, 10-15 kez atomik çekirdeğin yoğunluğunu aşabilir. İç çekirdeğin durumunun bileşimi ve denklemi güvenilir bir şekilde bilinmemektedir. En büyük olasılıkla, nötronların üst ve alt kuarklarının bileşenlerinin içine ayrıldığı bir kuark çekirdekli olan birkaç hipotez vardır; 2) garip kuarklar dahil baryonlardan bir hiperton çekirdeği; ve 3) tuhaf (anti-) kuarkları dahil olmak üzere iki renkli mesonlardan oluşan kodon. Ancak, bu hipotezlerden herhangi birini onaylamak veya reddetmek imkansızdır.
Soğutma nötron yıldızları
Bir nötron yıldızının doğumunda (bir süpernova flaşının bir sonucu olarak), sıcaklığı çok yüksektir - yaklaşık 10 11 K (yani, güneşin ortasındaki sıcaklıktan daha yüksek olan 4 büyüklükte), Ancak nötrin soğutması nedeniyle çok hızlı bir şekilde düşer. Sadece birkaç dakika içinde, sıcaklık 10 11 ila 10 9 K arasında, bir ay içinde, 10 8 K'a kadar düşer. Daha sonra nötrino parlaklık keskin bir şekilde azalır (çok fazla sıcaklığa bağlıdır) ve soğutma nedeniyle çok daha yavaş meydana gelir. foton (termal) yüzey emisyonuna. Bilinen nötron yıldızlarının yüzeyinin sıcaklığı, ölçüldüğü, yaklaşık 10 5 -106 K (çekirdek, görünüşte, çok sıcak olmasına rağmen).
Tarih Açılışı
Nötron yıldızları, gözlemcilerin açılmasından önce teorik olarak tahmin edilen birkaç alan nesnesinden biridir.
İlk defa, Şubat 1932'nin başlarında, Jeedwich tarafından yapılan nötronun açılmasından önce bile yıldızların varlığı fikri fikri, bilinen bir Sovyet bilimci Landau ifade edildi. Bu nedenle, Şubat 1931'de yazılı olan ve bilinmeyen nedenlerden dolayı "Yıldız teorisi üzerine" makalesinde, 29 Şubat 1932'ye (bir yıldan fazla) geç kaldı, "Bütün bunları bekliyoruz [yasaların ihlali bekliyoruz. Kuantum Mekaniğinin] Maddenin yoğunluğu, atomik çekirdeğin bir dev çekirdekten oluşan çok büyük bir temasa geçeceği kadar büyük olduğunda kendisini tezahür etmelidir. "
"Pervane"
Dönme hızı, parçacıkların çıkarılması için zaten yetersizdir, bu yüzden böyle bir yıldız bir radyohulsar olamaz. Bununla birlikte, dönme hızı hala büyüktür ve manyetik alan tarafından yakalanan yatağın volumetron yıldızı düşemez, yani maddenin birikmesi gerçekleşmez. Bu tür nötron yıldızları pratik olarak gözlemlenmemiş bir tezahürler yoktur ve kötü incelenmiştir.
Accretor (X-ray pulsar)
Dönme hızı, bu nedenle maddenin şimdi böyle bir nötron yıldızına düşmesini engellemez. Düşen, madde, zaten bir plazma durumunda olmak, çizgiler boyunca hareket eder. manyetik alan Ve nötron yıldızının gövdesinin katı yüzeyini, direkleri alanındaki, on milyonlarca dereceye kadar ısınır. Bu şekilde ısıtılan madde yüksek sıcaklıklarX-ışını aralığında parlak bir şekilde parlıyor. Olay maddeninin nötron yıldız gövdesinin yüzeyi ile meydana geldiği alan, çok küçük - yaklaşık 100 metre. Yıldızın dönmesi nedeniyle bu sıcak nokta periyodik olarak görünümden kaybolur, bu nedenle röntgen radyasyonunun düzenli darbeleri gözlenir. Bu tür nesnelerin röntgen pulsarları denir.
Georotatör
Bu nötron yıldızların dönüş hızı küçüktür ve birikimi engellemez. Ancak magnetosferin boyutu, plazmanın manyetik alanın yerçekimi tarafından yakalanmasından önce durdurulmasıdır. Böyle bir mekanizma, dünyanın manyetosferinde çalışıyor, bu yüzden bu tür nötron yıldızları ve adını aldı.
Notlar
- Dmitry Trunin. Astrofizik nötron yıldızlarının sınırını açıklığa kavuşturdu (Neopr.) . Nplus1.ru. Temyiz tarihi 18 Ocak 2018.
- H. Quaintrell ve ark. Vela X-1'deki nötron yıldızının kütlesi ve GP VEL // astronomi ve astrofizikte radyal olmayan radyal olmayan salınımlar. - Nisan 2003. - № 401. - P. 313-323. - ARXIV: ASTRO-PH / 0301243.
- P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts ve J. W. T. Hessels. Shapiro Gecikmesi (İngilizce) // Nature kullanılarak iki güneşli bir kitle nötron yıldızı. - 2010. - Vol. 467. - S. 1081-1083.
Nötron yıldız kavramı
Nötron Yıldızları Kavramı NOVA değildir: Varlık olasılığının ilk varsayımı, 1934'te California'dan Fritz Zwicks ve Walter Baard'ın yetenekli astronomlar tarafından yapıldı. (1932'de birkaç daha erken. Nötron yıldızlarının varlığı olasılığı, bilinen Sovyet bilimcisi L. D. Landau tarafından tahmin edildi.) 1930'ların sonlarında, diğer Amerikan bilimcileri Oppenheimer ve Volkova'nın araştırılması konusu oldu. Bu fizikçilerin bu soruna ilgisi, büyük yanan yıldızın evriminin son aşamasını belirleme arzusundan kaynaklandı. Supernovae'nin rolü ve önemi aynı anda ortaya çıktığından, nötron yıldızının süpernova patlamasının kalıntısı olabileceği önerildi. Ne yazık ki, II. Dünya Savaşı'nın başlangıcıyla, bilim adamlarının dikkatini askeri ihtiyaçlara geçti ve bu yeni ve yüksek derece Gizemli nesneler askıya alındı. Daha sonra, 50'li yaşlarda, nötron yıldızlarının incelenmesi, doğum problemiyle ilişkisi olup olmadığını belirlemek için tamamen teorik olarak devam etti. kimyasal elementler Yıldızların merkezi alanlarında.Keşiflerinden uzun süre önce tahmin edilen tek astrofizik nesne, varlığı ve özellikleri kalırlar.
60'lı yılların başlarında, kozmik röntgen radyasyonu kaynaklarının açılması, nötron yıldızlarını cennetsel X ışınlarının olası kaynakları olarak kabul edenler tarafından çok inandırıldı. 1967'nin sonuna kadar. keşfedildi yeni sınıf Cennetteki nesneler - bilim insanları karışıklığa neden olan pulsary. Bu keşif en çok Önemli bir olay Nötron yıldızlarının çalışmasında, yine kozmik röntgen radyasyonunun kökeni sorusunu gündeme getirin. Nötron yıldızları hakkında konuşmak, akılda tutulması gerekir. fiziksel özellikler teorik ve çok varsayımsal olarak belirlenmiş, çünkü fiziksel koşullarBu kuruluşlarda mevcut laboratuar deneylerinde çoğaltılamaz.
Nötron yıldızların özellikleri
Yerçekimi kuvvetleri nötron yıldızlarının özellikleri üzerinde çok önemlidir. Çeşitli tahminlere göre, nötron yıldızlarının çapları 10-200 km oluşturur. Ve bu önemsiz alan kavramlarının "nabe" ni, böyle bir madde konusundaki "Nabe" göksel vücut, güneşe benzer, yaklaşık 1.5 milyon km çapında ve ağırlıkça, bir milyon katın neredeyse üçte biri Dünya'dan daha ağır! Böyle bir madde konsantrasyonunun doğal bir sonucu, nötron yıldızının inanılmaz derecede yüksek bir yoğunluğudur. Aslında, katı olabilecek kadar yoğun olduğu ortaya çıkıyor. Nötron yıldızının gücü o kadar büyük ki, bir insanın yaklaşık bir milyon ton ağırlığında olması harika. Hesaplamalar, nötron yıldızlarının çok muhteşem olduğunu göstermektedir. Nötron yıldızının manyetik alanının 1 mln'ye ulaşabileceği tahmin edilmektedir. Milyon Gauss, oysa dünyada 1 Gauss. Nötron yıldızların yarıçapı Yaklaşık 15 km kabul edilir ve kütle, güneşin yaklaşık 0.6 - 0,7 kitlesidir. Dış katman, yıldızların güçlü bir manyetik alanı ile nüfuz eden temizlenmiş bir elektronik ve nükleer plazmadan oluşan bir manyetosferdir. Burada radyo sinyallerinin doğduğu, bu da pulsarların kendine özgü bir işaretidir. Ultra hızlı yüklü parçacıklar, manyetik güç hatları boyunca helezon boyunca hareket eden, çeşitli radyasyon türlerine yol açar. Bazı durumlarda, radyasyon, elektromanyetik spektrumun radyo bandında, yüksek frekanslarda diğer radyasyonda görülür.Nötron yıldız yoğunluğu
Neredeyse hemen manyetosferde hemen, maddenin yoğunluğu, demir yoğunluğunun 100.000 katı olan 1 T / cm3'e ulaşır. Daha sonra, dış katmanın metal özellikleri vardır. Kristal formda "Superterald" madde katmanı. Kristaller çekirdek atomlarından oluşur atom kütle 26 - 39 ve 58 - 133. Bu kristaller son derece küçüktür: 1 cm mesafeyi kapatmak için, bir satıra yaklaşık 10 milyar kristal inşa etmeniz gerekir. Bu katmandaki yoğunluk, dıştan 1 milyondan daha yüksek, aksi takdirde, demir yoğunluğunun 400 milyar katıdır.Yıldızın merkezine ilerliyor, üçüncü katmanı geçiyoruz. Sert kadmiyum tipi çekirdeğin bir bölgesini içerir, fakat aynı zamanda nötronlar ve elektronlar bakımından zengindir. Üçüncü katmanın yoğunluğu, öncekinden 1.000 kat daha fazla. Nötron yıldızı daha derine giren, dördüncü tabakaya ulaşırken, yoğunluk hafifçe artar - yaklaşık beş kez. Bununla birlikte, böyle bir yoğunlukta, çekirdek artık fiziksel bütünlüğünü koruyamaz: Nötronlar, protonlara ve elektronlara ayrılırlar. Maddenin çoğu nötronlar şeklinde yaşar. Her elektronda ve proton 8 nötron için hesaplar. Bu katman esasen nötron sıvısı, "kirlenmiş" elektronlar ve protonlar olarak kabul edilebilir. Bu katmanın altında nötron yıldız çekirdeğidir. Burada yoğunluk, üstü katmanın yaklaşık 1,5 katıdır. Bununla birlikte, yoğunlukta böyle küçük bir artış bile, çekirdeğindeki parçacıkların diğer katmanlardan çok daha hızlı hareket etmesi gerçeğine yol açmaktadır. Az miktarda proton ve elektronla karıştırılmış nötron hareketinin kinetik enerjisi, partiküllerin inelastik çarpışmalarının sürekli olarak ortaya çıkmasıdır. Çarpışma sürecinde, herkes bilinen herkes nükleer Fizik Binden fazla olan parçacıklar ve rezonanslar. Tüm olasılıklarda, şimdiki büyük sayı Bize henüz parçacıklar tarafından bilinmiyor.
Nötron yıldız sıcaklığı
Nötron yıldızlarının sıcaklıkları nispeten yüksektir. Nasıl ortaya çıktıklarını düşünürseniz bu beklenmelidir. Yıldızın varlığının ilk 10 - 100 bin yılı için çekirdek sıcaklığı birkaç yüz milyon derece azalır. Daha sonra, yeni aşama, yıldız çekirdeğinin sıcaklığı, elektromanyetik radyasyonun emisyonu nedeniyle yavaşça azaldığında ortaya çıkar. Nötron yıldızıHesaplamalar, patlamanın M ~ 25m ile süpernova olduğunda, yoğun bir nötron çekirdeği (nötron yıldızı) ~ 1.6M kütlesi ile kalır. Artık kütleli bir kütle miktarı olan yıldızlarda, süpernova altında, dejenere elektronik gazın basıncı da yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve yıldız nükleer yoğunluğun durumundan önce sıkıştırılıyor. Bu çekimsel çöküşün mekanizması, patlamanın süpernova olduğu ile aynıdır. Yıldızın içindeki basınç ve sıcaklık, elektronların ve protonların birbirlerine "basıldığı" ve reaksiyonun bir sonucu olduğu değerlere ulaşır.
ejeksiyon nötrinolarından sonra, nötronlar, elektronlardan çok daha küçük bir faz hacmini işgal eder. Sözde nötron yıldızı, yoğunluğu 10 14 - 10 g / cm3'e ulaşan gerçekleşir. Nötron yıldızının karakteristik boyutu 10 - 15 km'dir. Bir anlamda, nötron yıldızı devasa bir atom çekirdeğidir. Diğer yerçekimi sıkıştırma, nükleer madde basıncını önler, nötrlerin etkileşiminden kaynaklanır. Aynı zamanda, beyaz cücelerde olduğu gibi, dejenerasyonun basıncıdır, ancak dejenerasyonun dajenerasyonunun çok daha yoğun nötron gazının basıncı. Bu basınç, kitleleri 3.2 metreye kadar tutabilir.
Darban sırasında oluşturulan nötrinolar, nötron yıldızını oldukça hızlı bir şekilde soğutur. Teorik tahminlere göre, sıcaklık ~ 100 s sırasında 10 11 ila 10 9 K arasında düşer. Soğutma oranı hafifçe azalır. Ancak, astronomik ölçek için yeterince yüksek. 10 9 ila 10 8 K arasındaki sıcaklıkta bir azalma, 100 yıl içinde ve milyon yılda 10 6 k - 10 ila 10 k arasında gerçekleşir. Nötron yıldızları tespiti Optik yöntemler, küçük boyut ve düşük sıcaklık nedeniyle oldukça zordur.
1967'de Cambridge Üniversitesi, Hewish ve Bell, kozmik periyodik elektromanyetik radyasyon kaynaklarını açtı - pulsarlar. Pulsün nabız darbelerinin tekrarı periyotları, 3.3 · 10 -2 ila 4,3 p arasında uzanır. Modern fikirlere göre, pulsarlar, 1 - 3m'lik bir kütleye sahip olan nötron yıldızları döndürüyor ve 10 - 20 km çap. Nötron yıldızlarının özelliklerine sahip olan yalnızca kompakt nesneler şeklini koruyabilir, bu tür hızlarda yok edemez. Açısal momentumun korunması ve bir nötron yıldızının oluşumu sırasında manyetik alanın korunması, güçlü bir manyetik alan B ~ 10 12 GS ile hızla dönen pulsarların doğumuna yol açar.
Nötron yıldızının bir manyetik alanı olduğuna inanılmaktadır, bu eksen, yıldızın dönme ekseni ile çakışmaz. Bu durumda, yıldızın radyasyonu (radyo dalgası ve görünür ışık), deniz fenerinin ışınları olarak yere kaydırır. Kiriş zemini geçtiğinde, nabız kaydedilir. Nötron yıldızının radyasyonu, yıldız yüzeyinden gelen yüklü parçacıkların manyetik alanın güç hatlarında hareket etmesi nedeniyle oluşur. elektromanyetik dalgalar. Pulsarın bu mekanizması, ilk olarak altınla önerilen pulsarın bu mekanizması, Şekil 2'de gösterilmiştir. 39.
Radyasyon ışını yeryüzünün gözlemcisine düşerse, radyo teleskopu, Radyo emisyonunun kısa darbelerini, nötron yıldızının dönüş süresine eşit bir süre ile sabitler. Nabız şekli, nötron yıldız magnetosferinin geometrisi nedeniyle çok karmaşık olabilir ve her pulsarın özelliğidir. Nazik rotasyon süreleri kesinlikle sabit ve bu sürelerin ölçülmesinin doğruluğu 14 basamaklı bir basamağa ulaşır.
Halen, pulsarlar çift sistemlerde keşfedilir. Pulsar, ikinci bileşenin etrafındaki yörüngede dönerse, Doppler etkisi nedeniyle pulsar periyodunun varyasyonları gözlenmelidir. Pulsar gözlemciye yaklaştığında, Doppler etkisi nedeniyle kayıtlı radyo darbe süresi azalır ve pulsar bizden çıkarıldığında, süresi artar. Bu fenomene dayanarak, kompozisyona dahil edilmiş pulsarlar Çift yıldız. İlk keşfedilen PSR 1913 + 16 pulsar, çift sistemin bir parçası olan orbital tedavi süresi 7 saat 45 dakika idi. PSR 1913 + 16 pulsarın kendi tedavisi süresi 59 ms.
Pulsarın emisyonu, nötron yıldızının dönüş hızında bir düşüşe yol açmalıdır. Böyle bir etki de keşfedildi. Çift sistemin bir parçası olan Nötron Yıldızı, yoğun röntgen radyasyonunun kaynağı olabilir.
Nötron yıldızının 1.4m'sinin ve 16 km'lik yarıçapının yapısı, Şekil 2'de gösterilmiştir. 40.
Ben sıkıca paketlenmiş atomların ince bir dış tabakasıdır. II ve III alanlarında çekirdek, hacim merkezli bir kübik kafes şeklinde bulunur. IV bölgesi esas olarak nötronlardan oluşur. V bölgesinde, madde, bir nötron yıldızının bir zımpara çekirdeğini oluşturan, peonies ve hiperonovdan oluşabilir. Nötron yıldızının yapısının ayrı detayları şu anda netleşmiştir.
Nötron yıldızlarının oluşumu her zaman süpernova salgını bir sonucu değildir. Nötron yıldızlarının oluşumu için başka bir mekanizma, beyaz cücelerin yakınında yıldız sistemleri. Beyaz cüce üzerindeki bir yıldız-eşlik maddesinin akışı, yavaş yavaş beyaz cüce kütlesini arttırır ve ulaştıktan sonra kritik kitle (ChandraCekar'ın sınırı) beyaz cüce nötron bir yıldıza dönüşür. Maddenin akışının devam ettiği ve bir nötron yıldızının oluşmasından sonra, kitlesi önemli ölçüde artabilir ve bir yerçekimi çöküşünün bir sonucu olarak, kara deliğe dönüşebilir. Bu, "sessiz" daraltmaya karşılık gelir.
Kompakt çift yıldızlar, X-ışını kaynakları olarak kendini gösterir. Ayrıca, "normal" yıldızdan düşen maddenin birikimi nedeniyle daha kompakt. B\u003e 10 10 GS ile nötron yıldızındaki maddenin birikimi ile, madde manyetik direkler alanına düşer. X-ışını radyasyonu, eksen etrafındaki döndürülerek modüle edilir. Bu tür kaynaklar x-ışını pulsarları denir.
Periyodik olarak, günden birkaç saat önce periyodik olarak, radyasyon patlamaları meydana getiren röntgen kaynakları vardır. Sıçramanın karakteristik zamanı artar - 1 sn. Patlamanın süresi 3 ila 10 saniye arasında. Patlama sırasında yoğunluk, 2-3 büyüklük sırası, Sakin halde parlaklığı aşan büyüklüktedir. Halen, bu tür bu tür kaynaklar bilinmektedir. Sonuç olarak radyasyon patlamasının meydana geldiğine inanılmaktadır. termonükleer patlamalar Birikimin bir nötron yıldızının yüzeyinde biriken maddeler.
Nükleonlar arasındaki düşük mesafelerde iyi bilinmektedir (<
0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами
оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях
сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре
нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд
и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с
нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более
массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих
ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется
много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества
ρ > ρ zehir, nötronize edilmiş maddenin sağlam bir kristalli duruma geçişi, hiperonne ve kuark gluon plazmasının oluşumu gibi bir süreçler gibi işlemler mümkündür. Nötron maddenin süperfluid ve süper iletken durumlarının oluşumu mümkündür.
Maddenin yoğunluklardaki davranışları ile ilgili modern fikirlere uygun olarak, 10 2 - 10'da 3 kez nükleerden (yani bu tür yoğunluklar) bu konuşmaNötron yıldızının iç yapısı tartışıldığında), Stabilite sınırının yakınındaki atom çekirdekleri yıldızın içinde oluşturulur. Proton sayısının egzotik oranlarının yoğunluğuna, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, hisse senetlerinin nötronlarının sayısına bağlı olarak daha derin bir anlayış elde edilebilir. nötrinoları içeren zayıf süreçler için. Halen, büyük nükleerin yoğunluklarında yapılan çalışmaların tek olasılıkları, ağır iyonlar arasında nükleer reaksiyonlardır. Bununla birlikte, ağır iyonların çarpışmasına ilişkin deneysel veriler yeterli bilgi değildir, çünkü hedef çekirdek için N P / N N'nin elde edilebilecek değerleri ve yıkama hızlandırılmış çekirdeği küçüktür (~ 1 - 0.7).
Radioulsarians dönemlerinin doğru ölçümleri, nötron yıldızının dönme hızının yavaş yavaş yavaşlandığını göstermiştir. Bu geçiş nedeniyle kinetik enerji Bir yıldızın pulsarın emisyon enerjisine dönüş ve nötrino emisyonu ile dönmesi. Radyo hastalıkları dönemlerinde küçük atlama değişiklikleri, nötron yıldızının yüzey tabakasındaki streslerin birikimi ile açıklanmaktadır, "çatlama" ve "hatalar" eşliğinde, yıldızın dönüş hızındaki bir değişikliğe yol açan "çatlama" ve "hatalar" eşliğinde . Radioulsarların gözlenen zamansal özellikleri, bir nötron yıldızının, içindeki fiziksel koşulların "kabuğunun" özellikleri ve nötron maddenin üstünlüğü hakkında bilgi içerir. İÇİNDE son zamanlarda Daha küçük 10 ms dönemleri olan önemli sayıda ra-diopoultarlar bulundu. Bu, nötron yıldızlarında meydana gelen süreçler hakkındaki fikirlerin iyileştirilmesini gerektirir.
Başka bir sorun, nötrino süreçlerinin nötron yıldızlarında çalışmasıdır. Emisyon Nötrino, formasyonundan 6 yıl sonra 10 5 - 10 arasında bir nötron yıldızıyla enerji kaybı mekanizmalarından biridir.
Bunlar bizim zihinsel deneyimizdir. Yapay olarak beyaz cüce üzerinde bir madde ekledik, ancak böyle bir varsayım olarak kabul edilmemelidir. Bildiğiniz gibi, kırmızı devlerin içinde beyaz cüceler oluşturulur. Hidrojenin termonükleer yanmanın ve muhtemelen helyumun arkasındaki bir maddeden oluşur. Yüzeyde helyumda hidrojen dönüşümü de vardır. Yaklaşan maddenin dış katmanlarında, hidrojen ve muhtemelen helyum ile bir termali reaksiyonu vardır ve kırmızı devin beyaz cüce çekirdeği kütlesi artmaktadır. Zihinsel deneyimizde olduğu gibi, beyaz cüce daha fazla madde () biriktirir. Kütlesi 1.4 Güneş'i aştığında ne olursa olsun, Candraxar Limiti, yerçekimi çöküşü başladığında: Yavaşlar ve nötron yıldızındaki beyaz cüce çıkıyor mu?
Bazı bilim adamları, nötron yıldızı oluşmadan önce, davanın buraya ulaşmadığına inanıyor, çünkü gerçekleşmeden önce bir karbon patlaması meydana gelir. Bu şimdilik çok az şey biliniyor. Kırmızı devin merkezi çekirdeği olan Beyaz Cücenin esas olarak karbondan oluşmasına izin verin. Yerçekimi çöküşünün başlamasından önce bile, karbon termonükleer reaksiyona girer ve patlama yıldızını Shatongi'ye yayar - nötron yıldızı oluşmaz. Böyle bir süpernova'da kalıntılarda, nötron yıldızını algılamıyoruz: oradan pulsarlarla devam etmiyorlar. Ve aslında, pulsarlar, ne de Nebula'nın yengeçten daha genç olmasına rağmen, Supernova'nın sessizce bir yerde ne de bir süpernova bölgesinde tespit edilmedi. Cassiopeia'nın takımyıldızında bulunan Orbital Einstein Gözlemevi, üç yüz yılın farkedilmeden kaldığı, dünyevi gözlemciler bulutundan gizlenmiş olan süpernova kalıntıları yıldız tozu. Görünüşe göre, burada nötron yıldızı da yoktur. Karbon patlamasının bir sonucu olarak yıldızın tamamen imhası var mı?
Tüm masif yıldızlar varlıklarını bir karbon patlamasıyla bitirir mi? Bugün kesinlikle herkes tarafından bilinmiyor. Ayrıca, termonükleer reaksiyonun başlamasından sonra, karbon bir patlama olmadan nispeten sakince yanması da mümkündür. Sonra kırmızı devin merkezindeki beyaz cüce kütle kazanıyor ve zihinsel deneyimizde olduğu gibi, bir nötron yıldızında çöküyor. Serbest bırakılan enerji, "demir felaket" de olduğu gibi, Bize Supernova'nın patlamasının görkemli manzarasını sunan alana yayılır. Belki de, Yengeç Bulutsusu'nun ortaya çıktığında, 1054'lük bir süpernova patlaması durumunda olan budur. Buradaki hikaye böyle olabilir.
Beş güneşe eşit bir kitleye sahip bir yıldız vardı. Derinliklerinde, hidrojen yaktı ve nükleer yakıt sona erdiğinde, yıldız kırmızı bir deve dönüştü. Yıldızın merkezinde helyumun yanmasına başladı ve helyum yandığında, bir karbon çekirdeği oluştu. Yıldızın orta kısmı, bir helyum kabuğu ile çevrili bir karbon çekirdek olmaya başladı ve maddenin yoğunluğu burada beyaz cücelerde olduğu gibi. Helyum kabuğunun yüzeyinde, hidrojenin helyumda dönüşümü devam edildi ve helyum ve karbon arasındaki sınırda, helyum karbona dönüştü. Esasen beyaz cüce olan bu çekirdeğin kütlesi, her zaman artmıştır ve 1054'te 1,4 güneş kütlesine ulaştığında, karbon yanmayı önleyemedi, yerçekimi çöküşü meydana geldi. Aynı zamanda serbest bırakıldı büyük miktar Yıldızların dış kabuğu uzaya koşan enerji. Bugün bunu bir yengeç nebula olarak görüyoruz. Beyaz cüce bir dakikadan daha az bir sürede, radyo sinyallerinin bize radyo sinyallerini pulsardan gelen radyo sinyallerini bu güne kadar götüren bir nötron yıldızına dönüştü.
Üç seçenekten, aslında Supernova'nın patlamalarına karşılık gelir? "Demir felaket" Yıldız içinde oluşan demir çekirdeği yerçekimi kuvvetlerinin etkisiyle düştüğünde mi? Beyaz cüceBir kanser tümörü olarak, kütleyi, çöküşün gerçekleştiği kritik değere ulaşana kadar yıldızları yutturdu. Ya da bir karbon patlaması, beyaz cüce bir nötron yıldızına dönüşmek için zamana sahipken bile Smitherens'e bir yıldız açısından bir yıldız mı?
Diğer galaksilerde iki tür süpernova vardır.
Işık salgını yoğunluğunda farklılık gösterirler. Muhtemelen, SuperNova'nın patlaması yukarıda listelenen mekanizmalardan herhangi birine cevap verebilir. Büyük yıldızlar demir çekirdeği oluşturulur, karbon patlamasından dolayı veya nötron yıldızının oluşmasından dolayı, beyaz cücelerin merkezlerinde oluşumdan sonra 10 ila 1,4 güneşten oluşan yıldızlar.
Sadece 1.4'ten az bir kütleli yıldızların yanı sıra, planet bulutsuların oluşumu yoluyla veya yıldız rüzgarı ile ekstra kütleden kurtulmak için zamana sahip olanlar, varlıklarını sessizce bitirir. Hayır olmayan beyaz cücelere dönüşürler. nükleer reaksiyonlar ve sürdürülebilir dengede olanlar.
Nötron yıldızı ile zihin deneyi
Nötron yıldızlarının dengeli kendi problemleri var. Başka bir zihinsel deneyi harcayalım. Pulsar'ı, muhtemelen güneşe eşit bir kitleye sahip bir nötron yıldızı olan Pulsar'ı düşünün. Kozmik deneyimizde, nötron yıldızının kütlesini artırabilir, nötron maddesini yavaş yavaş yüzeyine ekleyebiliriz. Yıldızın yarıçapının kütlesindeki bir artışla azaldığı, yerçekimi gücünün giderek daha fazla baskı arttığı bir işaret. Nötron yıldızının artan kütlesi yaklaşık iki güneşli olduğunda, bir yerçekimi çöküşü meydana geldiğinde, bir saniye sürecek. Bir şey durdurabilir mi? Madde, basınç, artan bir maddenin yeni bir biçimine gidebilir mi, beyaz cücelerde olduğu gibi, nötron meselesindeki yıldızların maddesini çevirdikten sonra denge kurmayı başardı mı? Bugün fizik, hiçbir şeyin nötron yıldızının yerçekimi çöküşünü durduramayacağını varsaymaya meyillidir.
Yerçekimi gücü artıyor ve yakında basınç herhangi bir önemli rol oynamayı durdurur: Nötron yıldızı ihmal edilebilir küçük boyutlara düşürülür. Kompakt bir nesnenin mahallesinde, büyük bir kütleye sahip, yerçekimi son derece güçlüdür; burada olan şey içinde açıklanmıştır genel teori Albert Einstein'ın göreliliği. Özellikle, genel görelilik teorisi, yerçekiminin ışığın yayılmasını etkilediğini savunuyor. Güneşin yerçekimi alanı, bir lens gibi, Dünya Gözlemcisine ulaşan yıldızların ışınları üzerinde hareket eder (Şekil 11.2). Yıldızlar arasındaki mesafe güneş diskinin farklı taraflarında olduğu ortaya çıktı biraz genişledi. Bu etki son derece küçük; Neredeyse bizim için mevcut olan ölçüm doğruluğunun sınırında. Ancak, eksiksiz bir şekilde gözlenebilir. güneş tutulmasıAy bir güneş diskini kapsadığında ve yıldızlar gün boyunca gökyüzünde görünür. Bu birkaç dakikada, bu göksel görüşü sürdüren, güneşin yanında geçen ışık ışınlarının eğriliğini ölçebilirsiniz. Bu eğriliğin, genel görelilik teorisinin tahminlerine karşılık geldiği ortaya çıktı.
İncir. 11.2. Güneşin yakınındaki ışık ışınlarının sapması. İki uzaktan sabit yıldız her yöne ışık gönderir. Güneşin yakınında geçen A ve B ışınları, sağlam çizgilerle gösterilir. Güneş ışınlarının yerçekimi alanında bükülmüş. Dünyadaki gözlemci, ışık, çizgi çizgileri tarafından gösterilen yönlere geliyor gibi görünüyor: ona, yıldızların, gökyüzünde güneşten uzak durdukları zamandan başka birinden daha fazla olacak gibi görünüyor. Bu nedenle Güneş, gökyüzünde yıl boyunca hareket eden bir lens gibi ışınlar üzerinde hareket eder ve mahallesindeki gökyüzünün bir bölümünü (elbette, güneşli diskin kendisi tarafından kapatılmayan). Bu etki çok küçüktür ve sadece bir güneş tutulması sırasında ölçülebilir.
Işık ışınlarının ağırlık alanındaki eğriliğinin etkisi, nötron yıldızımızın özü, artık tutulmadığı, merkezine düştüğünde çok önemli bir rol oynar. Bu işlemi yavaş çekimde hayal etmeye çalışacağız. İlk olarak, nötron yıldızı hala dengede. Yüzeyinde, ışık ışınlarının eğriliği zaten farkedilir hale gelir, çünkü yerçekiminin gücü burada çok yüksektir. Işık ışınının yüzeyinden giden, kıvrımlı bir yörünge boyunca hareket eder, yüzeyden yeterince büyük bir mesafe için ayrılıncaya kadar, yerçekiminin o kadar güçlü olmadığı ve daha düz bir çizgiye girer (Şekil 11.3, A).
İncir. 11.3. Çöken bir nötron yıldızının yakınındaki ışığın sapması. Yıldız yüzeyinin yanında, ışık huzmesinin yörüngesi bükülmüş (A). Yıldızın yarıçapı daha küçük olanı, eğriliği daha da güçlendirir (B), böylece ışığın boşluğa girmeden önce yıldızın (B) etrafında birkaç dönüş yapabilir. Yıldızın yarıçapı, Schwarzschald yarıçapından (D) daha az hale geldi. Yüzeyden gelen ışık ışını, yıldıza geri döndüğü kadar bükülür. Şekil (d) 'de, ölçek (C) ile yaklaşık iki kez (solda) ve sağdaki netlik için artar, birkaç kez arttırılır. İnme çizgisi Schwarzschild'in yarıçapını gösterir.
Nötron yıldızının kütlesi arttıkça ve çöktüğünde, yüzeydeki yerçekimi alanı daha da artmaktadır. Işık ışınlarının eğriliği o kadar güçlü hale gelir ki, "yatay" yönünde saplanan ışık ışınının, boşluğu bırakmadan önce birkaç kez bir yıldıza geçer (). Işık, yıldızın çekiciliğinin üstesinden gelmek için giderek daha zordur ve yıldızın çöküşü sırasında, biz varsayacağız, şimdi üç güneşli bir kütle var, 8.85 kilometrelik bir yarıçapa ulaşırken, ışık artık uzaya giremez . Yüzeyden değişen ışık demeti, yerçekimi alanında, yüzeye geri döner (). Light-photon yayılan ışık Quanta, taşlar yerden atıldığı için geri döner. Yıldızımızın üzücü kaderi haberlerini iletmek için dış dünyaya bir radyasyon kırılmaz. Benzer bir nesnenin kara delik denildi.
Kara delikler
Gördüğümüz gibi, vücut yeterince anlamlı bir sıkıştırmaya maruz kalırken, bir süre sonra ışık ışınlarını kendinden çıkarmaktan vazgeçer. İlk önce meydana geldiği yarıçap, ilk önce Karl Schwarzschild hesaplandı. Görünüşe göre, yirminci yüzyılın ilk yarısının en büyük astrofiziği olarak kabul edilebilir. Astrofiziğin birçok bölümüne temel katkılara aittir. Einstein, genel görelilik teorisinin denklemlerini formüle ettiğinden, Karl Schwarzschild, ölümünden kısa bir süre önce, kendileri için ilk doğru çözümleri, özellikle de kara deliklerin özelliklerini açıkladı. Schwarzshild, Gottingen ve Potsdam'daki gözlemevlerinin direktörlüğüydü; 1916'da 43 yaşında, birinci Dünya Savaşı'nın cephelerinde aldığı hastalıktan öldü. Tozu açık merkez mezarlığı Göttingen'de.
Vücudu sıkmak için gereken yarıçap, böylece ışığın uzaya giremeyeceği şekilde, Schwarzschald yarıçapı olarak adlandırılır. Güneş için yaklaşık üç kilometredir. Güneşi bu veya daha küçük yarıçapı sıkıyorsanız, ışığı dışarı çıkmaz. Genel olarak konuşursak, Schwarzschald yarıçapı herhangi bir vücut için hesaplanabilir. Vücut ağırlığı, Schwarzschild'in daha azı ve yarıçapı daha az. Kişinin oluştuğu madde miktarı için, Schwarzschald yarıçapı çok küçüktür, eğer santimetre cinsinden ifade edilirse, virgülten sonra sıfır ve yirmi bir sıfır olacaktır ve yalnızca sıfır dışındaki rakamlar görünecektir. Bir kişinin kütlesine eşit bir kitleyi sıkırsak, böyle küçük bir yarıçapa, o zaman ışık dış mekanı bırakmaz.
Kara deliğe dönüşen, göksel vücut evrenden kaybolmaz. Yerçekimi nedeniyle kendisini dış dünyadan hissettiriyor. Kara delik, ışığın ışınlarını emer, yanına geçer ve daha önemli bir mesafeden gelen ışınları saptırır. Kara delik, diğer gövdelerle yerçekimi etkileşimine girebilir: gezegenleri tutabilir veya başka bir yıldızla bir çift sistem oluşturabilir.
Ama şu ana kadar tüm zihinsel deneyimizdi. Gerçekte kara delikler var mı? Nötron yıldızının, kütlesinin yerçekimi çöküşü olan sınıra yükseldiği kadar büyük miktarda maddeye sahip olduğunu hayal etmek oldukça zordur. X-ray çift yıldızlarda, örneğin, nötron yıldızına gelen bir maddenin akışı, bu kadar küçüktür ki, yıldızın tüm ömrü için kitlesine, nötron yıldızının kütlesi oldukça hafifçe artmaktadır. Ama nötron yıldızlarının ortaya çıkışı hakkında ne biliyoruz? Sadece Yengeç Bulutsusu'ndaki pulsarın bir süpernova patlamasından sonra oluştuğu gerçeği. Ve Supernova'nın patlamaları hakkında ne biliyoruz? Bazen dış kabuktan sonra hala kütle kalıyor, sadece bir nötron yıldızının oluşumu için değil, aynı zamanda bir kara delikte daha fazla çöküş için yeterli mi kaldı? Bazı röntgenlerle ilgili olarak, X-ışını radyasyonunun, bir nötron yıldızı değil, bir kara delik olmadığı kompakt nesnenin güçlü bir şüphesi vardır. Bir uydu yıldızından gelen bir madde, kara deliğin kasesinde görünmez hale gelmeden önce bile, röntgen radyasyonu yaymaya başlayacağını bir ölçüde ısınabilir. Hareket halinde görünür yıldızlarDoppler efekti kullanılarak tanımlanmış (bkz.), X-ışını kaynağının kütlesini (bkz.) hesaplayabilirsiniz. X-1 X-1'in, kompakt nesnenin kütlesinin üç güneş kütlesini aştığına inanılmaktadır. Bu kompakt nesne artık nötron yıldızı olmayabilir; Kara delik mi? Bununla birlikte, kütleyi belirleme yöntemleri çok doğru değildir. Bu nedenle, şu ana kadar kara deliklerin varlığı kesinlikle kanıtlanmamıştır.
Kara delikler bulunurken bilimsel edebiyatEvet ve geniş baskıda, doğada çok daha sık. Bugün, kara deliklerin başka bir yorumu bulamadığı bu fenomenleri açıklamak için kara delikler çekmek şık. uzay fenomen. Londra'daki kitapçıda, okulluğun kitap bölümüne yerleştirilen "kara delikler" kitabını gördüm. Görünüşe göre İngilizce Kitap Askı, modern astrofizikte taklit edilen durumu iyi hissettim.
Büyük olasılıkla, yıldız hayatını saygılı bir soğutma beyaz cüce olarak ya da bir nötron yıldızı olarak, ilk kez radyo darbeleri gönderen ve aynı zamanda madde bir yerden gelirse, bir röntgen kaynağı olarak görülür.
Yıldızın sonuna kadar, sabit bir beyaz cüce oluşturmak için çok büyük ve çok büyük bir kütle olmaya devam etmekte ve nötron yıldızının dengede olabileceği için çok fazla, sonra da kara deliğe çöker.
23 Şubat 1987'de, büyük bir müfrük bulutunda bir süpernova salgını meydana geldi. Buna rağmen ait olmamasına rağmen Sütlü yolAncak ondan "Toplam" 120.000 ışıkyılı bir mesafededir. Bu yıldız daha önce alınan titreme gökyüzünde Neandertal dünyada görünmeden önce bile patladı. Bu baskı hazırlandığında, pulsar sinyallerinin alınabileceği bir patlama sitesinde bir nötron yıldızının kalıp bırakılmadığı henüz belli değildi, ya da süpernova çekirdeği bir kara deliğe takılıyor.
Ölen yıldızlar, maddenin sonsuza dek ilişkili olduğu kompakt nesnelere dönüşür. Bununla birlikte, kütlelerinin bir kısmını uzağa atmadan önce, bu yeni yıldız olarak hizmet edebilecek bir maddedir. Ve sonra kendi bedenlerimizin oluştuğu madde, en azından bir kez bir yıldızın derinliklerinde haşlanmış. Ancak neredeyse her zaman yıldızdan sonra, kompakt bir nesne kalır ve sonunda, evrendeki tüm konuyla ilgili tüm konunun soğutulmuş beyaz cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere odaklanacağı, etrafta dolaşan soğuk gezegenlerin tedavi edileceği. Evrenin oldukça üzücü bir gelecek beklediği görülüyor.
Notlar:
Burada ve bu kitabın her yerinde, belirtilmemişse, sıfırın -273 ° Celtius'lara tekabül eden mutlak sıcaklık ölçeğini kullanıyoruz. Mutlak sıcaklıktan sıcaklığa kadar Celtius ölçeğinde hareket etmek için, 273 derece almak gerekir. Sun Celtius'un yüzeyinin sıcaklığı bu nedenle 5530 °
Supernova'nın yakındaki bir yerdeki patlamasını hayal etmek çok makul değil. Columbia Üniversitesi'nden New York'taki Melvin Ruderman'a göre, süpernova patlaması bizden 30 ışıkyılı bir mesafede gerçekleşecekse, insanlığın kötü olması gerekecek. Yüksek enerjinin uzay ışınları, ozon kalkanını atmosferinizde imha edecektir, güneşin ultraviyole radyasyonu atmosferde kalmayı bırakacak ve dünyadaki her şeyi yok eder.
Beyaz cüceler teorisi üzerindeki çalışmaları için, 1983'te Chandrayekar verilir. Nobel Ödülü fizikte.
Bu işlem yerçekimi çöküşü denir.