This is the translation. The source page is located here: https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/large.html
Червените джуджета навсякъде
Небрежният поглед към основната последователност на H-R диаграма (Фигура 1 на страницата на слънчевата еволюция) може да накара човек да повярва, че звездите са равномерно разпределени по нея, но това не е така. Звездите се образуват, когато междузвездните газови облаци се срутят и фрагментират, а истината е, че малките фрагменти са много по-често срещани от големите. Дори когато имате голям фрагмент, дрипавата форма и неравномерното разпределение на праха на повечето от тях означават, че те се свиват само като един обект за толкова дълго време, след което те също фрагментират в по-малки облаци. (Водородът и хелийът излъчват топлина много неефективно. Това важи за повечето газове, поради което въздухът е толкова добър изолатор и се използва в термопанелни прозорци и други подобни. Прахът излъчва топлина много по-добре, така че прашните части на междузвездните облаци могат да се охладят изключване и колапс по-бързо.) Слънцето е в средата на HR диаграмата и в този смисъл е “средна” звезда. Но ако се направи преброяване на всички звезди в нашата галактика, се оказва, че повечето от тях са червени джуджета с по-малко от половината маса на Слънцето и по-малко от 10% от светимостта му. Слънцето може да има „средна“ позиция на H-R диаграмата, но е по-ярко от около 90% от звездите в Млечния път. Малките слаби червени звезди са много често срещани; всичко останало не е.1
Никога обаче няма да разберете това, гледайки към небето. На практика всяка звезда, която можете да видите с невъоръжено око, е или много млада, гореща, ярка, масивна звезда или звезда със средна маса в напреднал етап на еволюция, независимо дали е гигантска или подгигантска. Това е така, защото те са ярки и можете да ги видите, а не защото са многобройни. Малките слаби червени звезди са по-често срещани – но няма нито една, която да се вижда с просто око. Най-близкото до Земята червено джудже е открито едва през 1917 година.
Звездите, които са по-малко масивни или само няколко пъти по-масивни от Слънцето, се развиват както Слънцето. Има разлики в детайлите, но това тук не ни касае. Това, което ни интересува, са звездите, които съвсем определено не се развиват като Слънцето: онези редки обекти в далечния горен край на основната последователност, които имат маси поне девет пъти по-голяма от слънчевата маса. Тези звезди съставляват само около 0,3% от всички звезди, но както ще видим, те са важни извън техния брой.
Големите звезди наистина се развиват като Слънцето през първата част от живота си, с една разлика. Ядрените реакции са много чувствителни към температурата, така че дори леко повишаване на налягането и температурата водят до големи увеличения в скоростта на ядрено изгаряне. Сириус, най-ярката звезда на нощното небе на Земята, е около 23 пъти по-светъл от Слънцето, но е само два пъти по-масивен. Наистина масивни звезди, тези с 20 слънчеви маси и повече, могат да пламнат при 160 000 пъти по-голяма слънчева осветеност. Простата аритметика ви казва, че ако увеличите разхода на гориво (производството на енергия) на една звезда с фактор стотици или хиляди в сравнение със Слънцето, но само увеличите нейната маса със скромно количество, тогава ще остане без гориво стотици пъти по-бързо от Слънцето.
И точно това се случва. Слънцето ще остане в основната последователност повече от десет милиарда години. Гигантите в горния край на основната последователност остават на нея най-много петдесет милиона години, а някои и по-малко от пет милиона. (За разлика от нея, тъмночервената жарава в дъното на основната последователност изгаря горивото си толкова бавно, че се очаква някои от тях да останат в основната последователност в продължение на трилиони години! Нашите знания за това как изключително малките звезди се развиват, след като напуснат основната последователността идва изцяло от изчисления, защото Вселената не е достатъчно стара, за да може някой от тях да е напуснал основната последователност.)
С изключение на въпроса за времето обаче, големите звезди се развиват като Слънцето до момента, в който Слънцето претърпи хелиевата светкавица. Големите звезди горят толкова горещо, че могат да достигнат температурата на сливане на хелий, преди ядрото да започне да се превръща в електронно-дегенериращо. По този начин изгарянето на хелий в големите звезди се извършва в нормална материя, която може да се разширява и охлажда, докато хелийът изгаря, така че те не изпитват “проблясъка”, който Слънцето ще избяга. За разлика от Слънцето, те плавно се плъзгат надолу по светимост само с малко количество, тъй като заемат двуслойната подредба на звездата с “основна последователност на хелий” (въглеродна сърцевина, обвивка, изгаряща хелий, обвивка, изгаряща водород). Те не страдат от внезапен, 98% колапс в техния радиус и светимост, както ще го направи Слънцето.
След това нещата започват да се усложняват.
На този етап от тяхната еволюция по-малките звезди като Слънцето просто се разширяват, докато външната им атмосфера се разшири и всичко, което остава след себе си, е бяло джудже, състоящо се предимно от въглерод и кислород. (Поради тази причина такива джуджета често се наричат CO-звезди.) Слънцето не е достатъчно масивно, за да запали въглеродния синтез. Но големите звезди са и само няколко милиона години след като възпламенят своя хелий и въпреки че са все още в рамките на червената си гигантска фаза, те запалват въглерода си и се плъзгат в тройна обвивка.
Въглеродът се слива в смес от кислород, неон и магнезий, така че може да си представим, че крайната точка на голяма звезда може да бъде красива планетарна мъглявина точно като Слънчевата, с изключение на ONM бяло джудже (кислород-неон-магнезий) осветление по-скоро от въглерод-кислородно джудже. И всъщност са известни ONM бели джуджета, но те са доста редки. Характеристиките на ядрената физика са такива, че ако една звезда е достатъчно масивна, за да се слее въглерод (около пет слънчеви маси), тогава тя е почти достатъчно масивна, за да се слеят всички ядрени горива (около девет слънчеви маси). По този начин само от време на време звезда, чиято маса се намира в относително тесния интервал от пет до девет слънчеви маси, може да се окаже като ONM бяло джудже.
Когато голяма звезда (маса> 9 слънчеви) се придвижва покрай хелиевия синтез, вътрешността й се подлага на бързозапалителна серия от запалвания на различни ядрени горива, всяка от които гори в собствената си обвивка. За по-малко от 10 000 години звездата се премества от двойна обвивка като Слънцето ще трябва да обърка многослойна структура като лук. Подробностите не са критични за нашата дискусия, но обобщение на това как изглежда интериорът на голямата звезда към края е забавно (вж. Таблица I).
| Черупка (или слой) | Основен елемент | Какво прави |
| Повърхност | водород | нищо |
| Първа черупка | водород | изгаряне до хелий |
| Втора черупка | хелий | изгаряне до въглерод |
| Трета черупка | въглерод | изгаряне до кислород, неон, магнезий |
| Четвърта черупка | неон | изгаряне до кислород, магнезий |
| Пета черупка | кислород | изгаряне до сяра, силиций |
| Шеста черупка | магнезий | изгаряне до сяра, силиций |
| Седма черупка | силиций | изгаряне до желязо |
| Ядро | желязо | нищо |
Всяка обвивка в звездата гори много по-бързо от тази над нея, най-вече защото гори при по-висока температура. И все пак, тъй като енергийният добив от ядрен синтез намалява с увеличаване на масата на ядрата, черупките осигуряват постепенно все по-малко и по-малко енергия, докато накрая, когато масивният червен свръхгигант достигне желязо, те престават да генерират енергия изобщо. Проблемът за свръхгиганта в този момент не е неадекватна температура и налягане в сърцевината, както беше при Слънцето и въглеродния синтез. Проблемът е, че червеният свръхгигант не може да разтопи желязото, защото желязото не може да се разтопи.
По-рано отбелязах, че има два начина за получаване на ядрена енергия: чрез сливане на леките елементи в по-тежки или чрез делене на тежки елементи в по-леки. С други думи, така или иначе се придвижвате към центъра на периодичната таблица на елементите. Здравият разум ви подсказва, че тези тенденции трябва да се срещнат някъде и те: при желязото. В света на ядрената енергия желязото се намира в най-ниската част на най-ниската долина. Винаги трябва да добавяте енергия към желязно ядро, за да се изкачите от долината и да я промените във всеки друг елемент. По принцип всеки елемент под желязото (желязото е елемент #26) може да бъде разтопен за освобождаване на енергия и всеки елемент над него може да бъде разцепен за освобождаване на енергия. Но самото желязо не може да освободи енергия: то е еквивалентът на ядрена енергия на купчина шлака. Фигурата вдясно е графика на “ядрената долина”, която показва колко ядрена енергия е потенциално достъпна от всички елементи. Придвижването надолу освобождава енергия; придвижването нагоре изисква добавяне на енергия.
По този начин, железното ядро в центъра на червена супергигантска звезда е краят на линията. Без източник на ядрена енергия за поддържане на равновесие всичко, което ядрото може да направи, е да се свива. Силициевият синтез в седмата обвивка дава много малко енергия в сравнение с други процеси на синтез, така че силициевата обвивка трябва да гори изключително бързо, за да поддържа слоевете над нея. Това, плюс ненаситните разходи за гориво на червения свръхгигант (на този етап лесно може да бъде 150 000 до 500 000 пъти по-светъл от Слънцето), кара желязното ядро да расте с бързи темпове. Само в рамките на един ден(!) След запалването на изгарянето на силиций, железното ядро започва да се срива в електронно-дегенерирано състояние и на практика се превръща в изключително бързо растяща бяла джудже звезда в центъра на червена супергигантска звезда. За много кратко време ядреното изгаряне над него продължава, но за една толкова масивна звезда като тази не остава много време преди изгорената желязна „пепел“ в ядрото да прерасне в 1,4 пъти по-масивна от Слънцето топка . Както е предсказано от Чандрасекар през 1931 г., дегенерираното желязо тогава е толкова масивно, колкото може да бъде бяло джудже.
Той е достигнал границата на Чандрасекар.
За миг на окото цялото желязно ядро се срутва от размера на планетата Марс до сфера само на 12 мили. Под фантастичния натиск на колапса железните ядра се разбиват толкова плътно заедно, че буквално се изтръгват от съществуването и вместо това се превръщат в супа от роещи се протони и неутрони. При такава плътност правилата на квантовата механика принуждават електроните да се слеят с протоните (което превръща протоните в неутрони) и в буен миг неутроните са почти всичко, което е останало. Сърцевината на червения гигант изведнъж се конвулсира в причудливо, гигантско „ядро“ с 1,4 слънчеви маси неутрони, много малко протони и плътност от милиарди тонове на кубичен инч.
Електромагнитните сили, които някога са задържали електронно-изродената материя в бялото джудже, са изчезнали, защото вече няма електрони. Тъй като неутроните се смачкват до плътността на атомните ядра, обаче, силната ядрена сила влиза в действие. Силната ядрена сила не обича частиците да се сближават така, както електромагнитната сила, а силната ядрена сила е добре. Когато най-накрая се упражнява в себе си, колапсиращата неутронна материя звънливо се удря до почти мигновено спиране в радиус от може би шест мили.
Междувременно зад неутронната материя нормалната материя от слоевете точно над ядрото се потапя надолу с гравитационно ускорение, толкова феноменално, че за няколко десети от секундата, необходими за достигане до центъра, тя вече се движи с 25 000 мили в секунда. Маса сяра, силиций и кислород, която е четвърт милион пъти по-масивна от Земята и се движи със скорост на светлината от 15% в неутронното ядро – и се отскача от него като гумена топка, удряща в твърда стоманена маса – глава. Огромна ударна вълна започва да се разпространява навън.
Срутването на ядрото на бялото джудже в неутронна маса е освободило много повече гравитационна енергия в рамките на една секунда, отколкото звездата е освободила под формата на ядрена енергия през целия си живот и ние говорим за много голяма звезда. (Както посочих, когато обсъждахме хелиевата светкавица на звезди от слънчев тип, разсейва се колко енергия има в гравитационния колапс, ако колапсът е достатъчно масивен и достатъчно дълбок.) Почти цялата тази гравитационна енергия е трансформирана в топлина в неутронното ядро, но не остава там. Почти толкова бързо, колкото е създадена, енергията се излъчва от субатомни частици, известни като неутрино.3 Подробностите за това какво са неутрино и как те се държат е извън обхвата на това есе, така че е достатъчно да се каже, че когато протон и електрон се сливат в неутрон вътре в звездата, синтезът ще генерира около десет неутрино. Това е критично важно, тъй като обикновените срутени звезди (т.е. бели джуджета) се охлаждат, като излъчват светлина, докато срутеното неутронно ядро се охлажда най-вече чрез излъчване на неутрино. И разликата е, че на бяло джудже са нужни милиарди години, за да излъчи топлината си, но неутронното ядро отнема само около 10 секунди.
По този начин гравитационният колапс на ядрото освобождава порой от около 1058 неутрино, всеки от които носи приблизително същата кинетична енергия като електрона при удар от мълния от 10 милиона волта. Почти е невъзможно да се разбере колко енергия представлява това, затова просто ще опиша какво се случва с червената супергигантска звезда след това:
Около 99,7% от неутриното пробиват външните слоеве на червения гигант, сякаш ги няма, и се впускат в космоса със скоростта на светлината. (Спирането на неутрино с обикновена материя е подобно на спиране на куршум с пушка с купичка Jello – точно това е причината неутрино да се излъчват далеч от неутронното ядро толкова лесно.) Останалите 0,3% от неутрино импулса се абсорбира от много плътния материя в ударната вълна, отстъпваща от центъра. Поглъщането от 0,3% може да не звучи много, но 0,3% от невъобразимо количество все още е невъобразимо. Ударната вълна незабавно се взривява в свръхзагрет водовъртеж, толкова горещ, че получената детонация буквално издухва всичко над неутронното ядро. Най-малко пет слънчеви маси газ, а може би и четири пъти повече, се изхвърлят от звездата със скорости от десетки хиляди километри в секунда. Енергията на изхвърления газ е толкова голяма, че ако се забие в близкия междузвезден облак, той може да шокира целия облак в внезапен колапс, като по този начин създава десетки нови звезди с един удар.
За няколко месеца нажежената светлина на остатъците от бившия червен свръхгигант е сто милиарда пъти по-сияйна от Слънцето. За няколко месеца той е почти толкова ярък, колкото всички останали звезди в галактиката взети заедно. Дори шест месеца по-късно тя все още може да бъде сто милиона пъти по-ярка от Слънцето. И все пак, дори тази блестяща светлина представлява само около процент от енергията в изхвърляния газ, който сам по себе си съдържа по-малко от процент от енергията, генерирана от неутринния импулс, който сигнализира за окончателния колапс на сърцевината. Ако по някакъв ужасен механизъм всички енергията при ядрен колапс може да се превърне в светлина, тогава дори експлозия на 500 светлинни години от Земята ще ни изпече под топлина и светлина, по-ярка от слънчевата. Звезда, която преживява подобна експлозия, се нарича супернова. Тези експлозии са редки: в Млечния път не е имало видима свръхнова от 1604 г. (За щастие, тъй като свръхновите са толкова ярки, е лесно да ги наблюдаваш в други галактики.)
Фигура 1 Мъглявината Рак
След експлозията неутронното ядро остава голо и самотно в космоса. Следователно астрономите го наричат неутронна звезда. Малко материя обикновено се изтръгва от повърхността си от експлозията на свръхнова, така че неутронните звезди обикновено имат маса около 1,3 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Обикновено те се появяват с въртене най-малко 10 пъти в секунда и притежават магнитни полета трилион пъти по-силно от земното. Такова поле, комбинирано с тяхната динамоподобна скорост на въртене, означава, че новородената неутронна звезда е нещо като гигантски ускорител на частици. Електроните, уловени във въртящите се магнитни полета, се ускоряват почти до скоростта на светлината и се излъчват. Огромните количества радиация се изливат от новата неутронна звезда, осветявайки бягащите газове от бившия си червено-гигантски живот по същия начин, по който по-малките звезди осветяват планетарната мъглявина. Светлинното шоу не трае твърде дълго според галактическите стандарти: единственият източник на енергия, който е на разположение на неутронната звезда, е нейното въртене и въпреки че маховик с дължина 12 мили и тежащ 430 000 пъти масата на Земята е страхотен маховик , все още трябва да изтече. Отнема около 25 000 години.
Най-забележителната неутронна звезда, която се вижда от Земята, е тази в центъра на Мъглявината Рак, показана на Фигура 1. Тази мъглявина се разширява толкова бързо, че малките разлики между тази снимка и снимките, направени само преди 60 години, могат да се видят с невъзможна помощ око. Мъглявината Рак е последицата от свръхнова, експлодирала през 1054 г. сл. Хр. (Е, за да бъдем точни, светлината от експлозията е достигнала Земята през 1054 г. сл. Хр. Самата звезда експлодира около 6000 години преди това.) Тази свръхнова беше толкова ярка, че можеше да се види през деня и беше наблюдавана и записвана от всички от Навахо до китайците.
Неутронната звезда в центъра на Мъглявината Рак се върти около 30 пъти в секунда. В края на 60-те години това е един от първите така наречени “пулсари”, които са идентифицирани. Пулсарите са бързо въртящи се неутронни звезди, които имат магнитни горещи точки на повърхността си, които изпращат лъчи радиация нещо като маяк на фар Докато лъчът прелита през Земята, неутронната звезда изглежда излъчва внезапен импулс на радиовълни, откъдето идва и името. Поради огромната ротационна инерция на неутронната звезда, пулсарите мигат с точност, която е съперничища на атомния часовник. Когато пулсарите бяха открити за първи път, астрономите бяха толкова несигурни дали някакви природни явления могат да произведат толкова точен момент, че само на шега кръстиха пулсарите като LGM-1, LGM-2 и др. LGM означаваше малките зелени човечета, защото те имаха съмненията, че нещо освен напреднала цивилизация може да произведе такъв фар.
За голямото разочарование на астрономите от появата на космическите телескопи до Земята не е имало видима свръхнова. Свръхновата, известна като SN 1987a, е с около 180 000 светлинни години най-близката досега. Нова супернова, близка до тази, която направи Раковата мъглявина, щеше да изпрати астрономи, затъпкващи се до най-близката обсерватория толкова бързо, че няма съмнение, че няколко младши сътрудници ще се озоват на пода с отпечатъци на гърба си…
1 – От най-близките до Земята 140 звезди с основна последователност само 6 са по-ярки от Слънцето. 119 (85%) са по-малко от 10% толкова ярки, колкото Слънцето, а невероятните 102 (73%) са по-малко от 1% толкова ярки, колкото Слънцето.
2 – Определянето дали бялото джудже е CO или ONM е прословуто трудно, защото повечето от тях показват само водород или хелий в спектрите си и в двата случая. Проблемът е, че огромната гравитация на повърхността на бяло джудже го прави гладка като топка-бияч. Всякакви мизерни капки неизгоряло гориво, останали от неговите червени гигантски дни, могат да се плъзгат по повърхността на джуджето като маслена петна върху сферичен лагер и да го покрият напълно с „океан“ дълбоко само няколко метра. По този начин всичко, което можем да видим от Земята, е – водород или хелий. За щастие, около 20% от известните джуджета имат толкова тънки повърхностни слоеве, че субстратът така или иначе може да се види.
3 – Взето от италиански за „малко неутрално“, неутрино са субатомни частици, чиято маса вероятно е по-малка от една двумилионна от тази на електрона, което означава, че и най-малкото примес от енергия е достатъчно, за да ги подтикне до почти скоростта на светлина. Те се произвеждат в огромно количество от ядрени реакции: за времето, което ви е отнело да прочетете това изречение, около 1012 неутрино са преминали през тялото ви, благодарение на Слънцето. Неутрините са електрически неутрални. В комбинация с тяхната скорост и размер, това означава, че проникващата им сила е феноменална. Спира се по-малко от един на трилион, който въздейства на Земята: останалите преминават изцяло през цялата планета, сякаш я няма, и продължават. Неутрино се откриват с помощта на обширни детектори и чувствителни инструменти и търпеливо изчакване на случайната „стачка“.
Дейвид Тейлър/David Taylor


Но наистина бих искал да мога да взема музиката със себе си; ако имах песните като MP3 файлове на телефона си, можех да слушам в колата, например – независимо дали имах връзка с интернет или не, можех да се свържа през Bluetooth и да слушам в музикалната система на колата си. 






Всички мнения, констатации и заключения или препоръки, изразени в този материал, са на автора(ите) и не отразяват непременно възгледите на Националната научна фондация.