Category: Astronomy

This is the translation. The source page is located here: https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/pressure.html

Материя под натиск

За да разберете звездите, трябва да разберете натиска. От раждането до смъртта вътрешният натиск на звезда, създаден от собственото й тегло, е най-доминиращият фактор в живота на звездата. Да предположим, че вземете купчина пясък и добавете още пясък към нея. Купчината ще стане по-голяма. Може да си представим, че това важи и за планетите или звездите и е така – но само до известна степен. Работата е там, че това, което наричаме „твърда материя“, не е нищо подобно в микроскопични мащаби. Материята се състои от малки атоми. Ако можете да разширите ядрото на атом до размера на мрамор, то то ще тежи три милиарда тона, а следващото най-близко ядро ​​ще бъде на две мили. Между ядрата има само леки електронни „облаци“. (Вижте табела 1 за повече информация относно електронните облаци с вероятност.) Милиардни тонове, половин инчови топчета, разпръснати на километри, се равняват на много празно пространство, а не на твърда материя. Факторът, който прави материята „твърда“, е електромагнитната сила, действаща между атомите. Тази сила, плюс правилата на квантовата механика, заключват атомите в механизмите, които ние, хората, с удоволствие наричаме „твърди“, най-вече защото те могат да устоят на всяка сила на компресия, която нашата технология може да предизвика. Но те не са. Нищо не е твърдо, ако приложите достатъчно натиск върху него. Идеята, че повече маса трябва да се равнява на по-голям обем, е вярна само за “малки” обекти като планетата Земя, чието тегло не е достатъчно, за да компресира твърде много техните ядра. (Въпреки това, дори и за по-малки планети като Марс или Земята, централното налягане все още е огромно. Земята има обем с около 20% по-малък, отколкото би могло да се очаква, въз основа на нейната химия, тъй като теглото й е компресирало централното желязо сърцевина до приблизително двойна плътност на желязото, намиращо се на повърхността.) Тъй като планетите стават по-масивни, тенденцията към гравитационна компресия се увеличава, докато в крайна сметка, при маса, приблизително 1,7 пъти по-голяма от тази на Юпитер1 (540 земни маси), човек достигне критична точка, където планетата спира да се увеличава! Отвъд тази критична точка2 добавянето на повече маса към планетата всъщност я прави по-малка, тъй като компресията, създадена от допълнителната маса, е по-голяма от обема на допълнителната маса. (Табела 2 съдържа повече подробности.) Тъй като свръхмасивните планети съчетават намаляващ радиус с нарастваща маса, тяхната плътност (маса, разделена на обем) е стратосферна, многократно по-голяма от тази на оловото. Централните температури и налягания на свръхмасивните планети са толкова огромни, че атомите не могат да се свържат помежду си, т.е. скалите и ледът и други съединения не могат да съществуват. Всичко, което можете да имате, са отделни атоми, които се носят. По този начин е по-точно да се мисли за суперпланетите като за изключително силно компресирани топчета газ, а не като за течно или твърдо ядро ​​с атмосфера, обвита около него. Основното налягане също така ограничава колко масивна може да бъде една планета: много гъстата, синкава планета, илюстрирана в Табела 2 има маса точно на ръба на мястото, където можете да стиснете върху топката студен газ и пак да очаквате да се държи като топка студен газ. Горният ляв ъгъл на плочата илюстрира прекрасния резултат, ако преминете отвъд това, до около 75 юпитера (24 000 земни маси): водородният синтез се запалва и „планетата“ започва да блести! Превърна се в джудже звезда. Ще обсъдим какво представлява водородният синтез и как той генерира голямо количество ядрена енергия малко по-късно. Важното тук е, че генерирането на топлина дълбоко в планетата/звездата я трансформира радикално. Инертните суперпланети просто се свиват, докато трупате повече маса, но топлината в звезда драстично повишава налягането на нейните газове и спира всяко по-нататъшно свиване. Всъщност огромната енергийна мощност на по-големите звезди като нашето Слънце ги кара да набъбват в огромни (макар и леки и пухкави) топки, далеч по-внушителни от която и да е планета. (Вижте Табела 3 за повече информация за Слънцето.) Слънцето и другите звезди обаче могат да поддържат обема си само доколкото имат източник на топлина за генериране на газ с високо налягане и нито един източник на топлина не може да продължи вечно. Тъй като гравитационната компресия е това, което ни интересува в момента, нека оставим настрана производството на топлина като просто временна преграда и да продължим напред. Да предположим, че имаме 75 MJ  планета/звезда, която не може да генерира топлина. Какво се случва в този случай, когато добавяме повече маса? Продължава да се свива, разбира се. За да направите дълга история, масивните обекти (без източник на топлина) никога не спират да се свиват, докато растат по-масивни. Но докато се придвижват в сферата на 100 маси Юпитер или така, те променят начина си на свиване. Тъй като атомите в звездата са притиснати по-плътно един към друг, те в крайна сметка достигат точка, в която електронните облаци от съседни ядра започват да се припокриват. Това кара физиката на звездата да се превърне рязко в много странна територия, защото това означава, че квантовата механика сега извиква изстрелите, а не класическата физика. Фактът, че електроните наистина са облаци, а не твърди обекти (вж. Плоча 1 ), може да ви накара да повярвате, че би било лесно да стиснете електроните заедно – и ще бъдете доста погрешни. Електроните са квантово-механични облаци, а не вдухвания на въздуха и както се случва, квантовата механика силно не одобрява припокриващите се електронни облаци. (Това неодобрение е технически известно като Принцип на изключване на Паули, след физика Волфганг Паули.) Не е лесно да съберем дискусията за квантовомеханичната теория в няколко параграфа, но за щастие трябва да обхванем само няколко ключови момента. Всичко, което трябва да знаете за квантовата механика на звездите Атомите са изградени от протони, неутрони и електрони. Протоните и неутроните образуват ядрата на атомите и са много плътни, с тегло от невероятните 1018 кг/м3. (Ако цялата Земя беше компресирана до протон/неутронни плътности, тя щеше да бъде само около 700 фута в ширина.) По този начин атомните ядра се държат като много малки, но много тежки частици. Електроните са различен чайник с риба. Далеч по-малко плътни от протоните или неутроните (с фактор 1013), за електроните обикновено се казва, че „обикалят“ атомни ядра от популярни автори, въпреки че повечето от нас във физическата общност са изхвърлили идеята за електрони с точкови частици през 1927 г. Както е описано в  табела 1, електроните не са частици като такива. Те са по-сложни образувания, които през повечето време действат като вълни, но носят дискретна маса и инерция, сякаш са частици. Сега квантовата механика се нарича квантова механика, тъй като елементарните частици като електрон обикновено са принудени да заемат енергийни и импулсни състояния (или енергийни нива, ако желаете), които съществуват само при определени квантовани стойности. Само елементарни частици, които се движат свободно в пространството, взаимодействайки с нищо, могат да поемат всякаква енергия по същия начин, по който автомобилът на магистралата може да поеме всякаква скорост. За електрон в атома възможните енергийни състояния, които той може да заема, са аналогични на настройката на щайгата на стълбище. (Вижте Фигура 1 вдясно.) Сандъкът може да бъде на една или друга стъпка, но не може да почива никъде между тях. Подобно на щайгата, електронът може спонтанно да отскочи „надолу“ по стълбището до състояние на по-ниска енергия, но никога не може да се движи „нагоре“ по стълбите без входяща енергия отвън. За разлика от щайгата обаче електронът винаги ще се движи надолу рано или късно, със или без външна помощ. И много за разлика от щайгата е невъзможно да се предскаже кога електронът може да направи това: всичко, което можете да направите, е да посочите вероятност за това колко време може да отнеме. (Ако искате да изтласкате аналогията на щайгата / стълбите до крайност, тогава можете да си представите щайга с развълнуван заек, заключен вътре. Знаете, че клатушкащият се щайга в крайна сметка ще падне по стълбите, но не знаете кога.) Друг начин, по който електронът се различава от щайгата, е, че два щайги са щастливи да поставят на една и съща стъпка, но два електрона не са. Най-просто казано, два електрона никога не могат да заемат едно и също квантово състояние. Те могат и често заемат едно и също пространство, но това е различно. (Представете си два облака дим от различни пури, смесващи се във въздуха. Това имам предвид, когато казвам, че два електрона могат да „заемат“ едно и също пространство. И двамата могат да имат известна вероятност да бъдат в една и съща точка.) Какви електрони може да не са трябва да заемат едно и също пространство и едновременно да притежават една и съща енергия и инерция. С други думи, ако облаците дим от пури наистина се държат като електрони, тогава димните облаци със същата температура и цвят ще трябва да отскачат един от друг като скали, вместо да се смесват! Те можеха да се смесват само ако бяха с различни температури или имаха различни цветове. Ако това изглежда малко странно – добре, казах не беше лесно да се обясни квантовата механика в няколко параграфа. Основното тук е, че електроните се подчиняват на правило за изключване, което им забранява да заемат едни и същи квантови нива. Обикновено обаче това правило за изключване се прилага само за електрони, които са в рамките на един и същ атом. За „нормална“ материя (като вида, от който сте направени), електроните са прикрепени към ядра, които са осеяни в пространството във вас като толкова много топчета, разпръснати на километри един от друг. Има достатъчно място за малкото семейство електрони във всеки атом, за да имат най-благоприятните – т.е. най-ниската енергия – заявяват всички за себе си. (Вижте Фигура 4 за илюстрация.) Тази щастлива подредба приключва, когато електронните облаци започват да се припокриват в колабираща звезда. Тъй като нарастващият процент от тях се смачкват заедно, правилата на квантовата механика изискват само един от трилиона трилиона трилиона блъскащи се електрони в кубичен сантиметър да остане в първоначалното си състояние с най-ниска енергия. Помислете за това като за градско жилище: ако гъстотата на населението е достатъчно ниска, всяко семейство може да живее в къща в стил ранчо. Но когато плътността достигне тази на Манхатън, тогава някой трябва да живее 62 истории извън земята. Електроните са по-скоро такива, освен по-лоши. В квантовата версия на Манхатън само един електрон в целия град има право да живее в приземния етаж! Останалите електрони трябва да бъдат изтласкани в по-високи енергийни състояния и тъй като има само по един електрон на състояние, независимо колко електрона има, електроните бързо се издигат до удивителни енергии. Средно електроните в колапсирала звезда носят 100 000 волта енергия, което съответства на „температура на електроните“ доста над един милиард градуса по Келвин3,  ако мислите за електроните само за частиците в горещ газ.4 (Тоест 100 000 волта е много повече от достатъчно, за да изтръгнат електроните от отделните ядра, така че електроните са свободни да се скитат от едната страна на звездата до другата като газ.) Според физиците въпросът е кондензиран в ново и своеобразно състояние, наречено електрон-дегенерирана материя. В този момент нашата звезда има може би една четвърт от слънчевата маса (приблизително 80 000 земни маси), събрана в обем, не повече от два пъти по-голям от земния радиус. Сега тя е толкова плътна, че бутилка от една четвърт от електронно-дегенерираното вещество близо до повърхността й ще тежи 50 тона. Такива обекти в никакъв случай не са теоретични: галактиката Млечен път съдържа евентуално десет милиарда от тях, а първата е забелязана през 1862 г. Астрономите ги наричат бели джуджета, тъй като са много малки и горещи в бяло. (Гордостта ме задължава да отбележа, че телескопът в обсерваторията на Диърборн в Северозападната част е инструментът, използван за историческото наблюдение през 1862 г. Честността ме принуждава да призная, че Северозападът е придобил телескопа едва през 1887 г.; през 1862 г. телескопът все още е в Бостън, където той е произведен.) За нормална материя – газ, течност или твърдо вещество – човек си представя атомите като миниатюрни слънчеви системи с облаци от „планетарни“ електрони, заобикалящи ядрените „слънца“. На няколко електрона е позволено да се държат като колички и могат да се споделят между съседни атоми, за да образуват химически връзки, но това е всичко. За електронно-дегенериралата материя, както можете да си представите, тази картина на „слънчевата система“ изобщо не работи. Електроните в дегенериралата материя са компресирани толкова тясно помежду си, че горе-долу се държат така, сякаш цялата звезда е една огромна квантова система. Те образуват електронен газ и се държат много като течност със силно налягане вътре в звездата. Голите електронни ядра се държат по-малко като “слънца” и по-скоро като оловно изстрелване, прокарващо се през електронния газ. Изненадващо, движението на ядрата е почти напълно незасегнато от тази промяна в техния електронен антураж. Те все още се движат така, сякаш са в нормален газ, а не в дегенериращ електрон. Причините за това са две. Първо, ядрата не са електрони. Правилата, според които дажната електронна енергия са напълно без значение за протоните5 и неутроните6, които изграждат ядрата. (Протоните и неутроните имат свои собствени квантови състояния, благодаря.) Второ, ядрата са много по-плътни и по-масивни от електроните. Докато ядрата се движат, те също толкова не забравят за енергийните състояния на електроните, колкото топовото ядро ​​за атмосферната влажност. Това означава, че ако нагрявате или охлаждате електронно-дегенерирана материя, тогава ядрата се движат по-бързо или по-бавно, точно както биха направили в нормален газ. Но за разлика от нормалния газ, електроните не се интересуват и не следват примера. Те не са привързани към някое конкретно ядро ​​вече и всъщност единственият фактор, който оказва някакво влияние върху тях, е борбата да се отдалечат и да избегнат правилото за изключване. Тази борба е резултат от огромната компресия, създадена от огромната гравитация на бялото джудже, а гравитацията няма нищо общо с температурата. По този начин електронният газ реагира само на промени в масата на бялото джудже (т.е. на промени в неговата гравитация), а не на промени в неговата температура, което от своя страна означава, че бялото джудже изобщо не се променя по размер, тъй като се нагрява или охлажда. Последният факт е много критичен, както ще видим по-късно. Нормалните газове променят обема си, когато се нагряват или охлаждат, поради което горещият въздух се издига и по-хладният газ пада. Но дегенерираната от електрон материя се държи по-скоро като екзотична, фантастично плътна течност, отколкото като газ, а течностите не променят много обема си, когато се нагряват. Те стават само по-горещи. Следователно електронно-дегенерираната материя е много по-трудна за компресиране от нормалната материя. (Необходима е енергия, за да се издигне електрон на по-високо ниво, а издигането на всички електрони в нещо с масата на звезда отнема много енергия.) Накратко, когато става въпрос за това как реагират на повишено налягане или температура, белите джуджета се държат по-скоро като „твърди“ тела като Земята, отколкото като газообразни тела като Юпитер или Слънцето. Почти изминахме пълен кръг в обсъждането на масивни тела. Почти. През 1931 г. теоретичният астрофизик Субрахманян Чандрасекхар (тогава само на 21 години) публикува трио изумителни статии за дегенеративното от електрона вещество. Изчисленията му показаха, че когато бялото джудже става по-масивно, то неизбежно трябва да се приближи до критична точка. Това се оказва следствие от Теорията на относителността на Айнщайни тъй като не мога да обясня относителността в параграф, просто ще очертая фактите: Тъй като електроните в бяло джудже се издигат на по-високи енергийни нива, те се движат по-бързо. Въпреки това, един от най-фундаменталните закони на относителността е, че нищо не може да се движи по-бързо от скоростта на светлината (186 282 мили в секунда). Когато частиците се приближават до тази скорост, те стават невъзможни за ускоряване, защото започват да трупат маса от самата енергия, която ги тласка! Това е въплътено в известното уравнение, E = mc2, който гласи, че енергията може да се преобразува в маса и обратно. Приблизително казано, частиците в близост до светлинна скорост печелят маса, а не енергия, или казано по друг начин, те стават по-тежки, но не отиват по-бързо, когато добавите енергия към тях. (Човек не може да си помисли за дебело прасе, което пълни много хранителна енергия, но става по-дебело и по-бавно, отколкото по-бързо и по-мощно.) Използвайки този факт, Чандрасехар отбеляза, че електронното налягане в бяло джудже трябва да има абсолютна граница. Дори и да бъде смачкан до безкрайна плътност, ограничението на скоростта, наложено от теорията на относителността, пак би принудило да прекъсне всеки натиск, който те биха могли да окажат. В същото време, тревожно, няма ограничение за това колко маса можете да натрупате върху бяло джудже. По-лошото, колкото по-тежък го правиш, толкова по-мощна става гравитационната сила на повърхността му. Известният Закон за всеобщата гравитация на Исак Нютон гласи, че силата на гравитацията е пропорционална на 1/r2, което означава, че ако радиусът на планетата се свие с коефициент два, тогава силата на гравитацията на нейната повърхност трябва да се увеличи с коефициент четири. Чандрасехар показа, че има момент, при който неограниченият напредък на нарастващата маса и намаляващия радиус вече не може да бъде поддържан. Подобно на сламка, която счупва гърба на камила, добавянето на повече маса към бяло джудже в този момент би причинило гравитационната компресия на джуджето да надвиши всяко възможно увеличение на електронното налягане. Така джуджето ще се свие, но ще остане с още по-лош гравитационен дисбаланс от преди. Повишеният дисбаланс ще го накара да се свие допълнително, като по този начин ще влоши гравитационната криза. . . Накратко, изчисленията на Чандрасекар предсказват, че ако бяло джудже бъде отгледано над критична маса, то катастрофално ще рухне! Той изчисли тази критична маса на около 1,4 пъти масата на Слънцето и с времето тя стана известна като Границата на Чандрасекар. Би било справедливо да се каже, че тази новина получи силно смесен прием през 1931 г. Квантовата механика беше все още много млада тема по това време (само на четири години) и много астрофизици все още имаха сериозни съмнения относно цялата теория на квантовата механика, никога имайте предвид правдоподобността на тази конкретна прогноза. Как, подиграваха се те, един обект наполовина отново толкова масивен като Слънцето и вече компресиран до почти невъобразима плътност, просто да се „срути“? Свиване до какво? Беше абсолютно абсурдно. Ако се стигне до логичния си завършек, работата на Чандрасекар показва, че бяло джудже, изтласкано над границата, буквално ще изчезне – или по-точно, ще бъде незабавно компресирано до безкрайно малка точка. Астрономите, които бяха меко казани скептично настроени към тази идея, не липсваха. Сър Артър Едингтън, първият астроном, проверил предсказанието на Айнщайн, че гравитацията на Слънцето може да огъне звездната светлина, и вероятно най-уважаваният астроном по това време, просто отхвърли предсказанието. Всъщност, гласната критика на Едингтън към теорията е причина тя да бъде почти пренебрегвана през по-голямата част от десетилетието. И все пак, по това време астрономите бяха открили десетки бели джуджета звезди. . . и никой не е имал маса над 1,4 слънчеви маси, доколкото може да се определи. Имаше няколко, които смятаха, че това е твърде зловещо в съответствие с Limit Chandrasekhar, за да може цялата идея просто да бъде отхвърлена. Както ще видим по-късно, пълната история за това, което се случва, когато бяло джудже е изведено над 1,4 слънчеви маси, се оказва прекрасна и сложна, но преди да можем да разкажем тази история, трябва да насочим вниманието си към звездното раждане, което ще направим в следващия раздел. Преди да продължа напред, ще отбележа, че през 1937 г., уморен от враждебността към своите теории от Едингтън и други британски астрономи, Чандрасекар напуска Кеймбридж за преподавателска длъжност в Чикагския университет, където остава до края на живота си. През 1983 г. му е присъдена Нобелова награда за физика, главно за работата му върху белите джуджета.

Плоча 1      Плоча 2 1 – Юпитер е петата планета от Слънцето. Това е най-масивният обект в Слънчевата система с изключение на самото Слънце и наистина, тъй като и Юпитер, и Слънцето са съставени почти изцяло от водород и хелий газ, Юпитер прилича на Слънцето много повече, отколкото на Земята. С десет пъти по-голям диаметър от Земята и с тегло 318 земни маси, Юпитер е 2,4 пъти по-масивен от всички останали планети и луни в Слънчевата система, взети заедно. Веднъж авторът Исак Азимов каза, че „Слънчевата система се състои от Слънцето, Юпитер и малко отломки“. 2 – За пуристите този теоретичен максимум зависи от няколко предположения, като например дали планетата е изградена предимно от водород и хелий, или не. За нашите цели оценка от 1,7 юпитерски маси е достатъчно добра.   Плоча 3                                               Нотацията 1018 просто означава, че имате единица, последвана от 18 нули. По същия начин 10–18 означава, че имате нула, десетична точка, след това 17 нули и единица.       Плоча 4 3 – Градуса по Келвин са същите като градусите по Целзий, с изключение на това, че нула C° съответства на точката на замръзване на чиста вода, докато нула K° съответства на абсолютна нула, възможно най-студената температура. Абсолютна нула е теоретичната температура, при която всяко движение спира, дори атомно движение. Следователно скалата на Келвин понякога се нарича още абсолютна температурна скала. Абсолютна нула се получава при 0 K° или при -459,69 F°, както предпочитате. 4 – Топлината е просто произволно движение на малки частици. Колкото по-енергично е движението на отделните частици, толкова по-висока е температурата на цялото.   5 – Протонът е положително зареден и 1836 пъти по-масивен от електрон. Електроните носят същия заряд като протоните, освен с отрицателен знак, така че броят на електроните около ядрото трябва да е равен на броя на протоните. Споделените електрони правят химия, като по този начин протонното число на ядрото пряко определя неговата химия. Всеки елемент в периодичната таблица съответства на ядро ​​със съответстващо протонно число: елемент # 8 (кислород) има осем протона и т.н. 6 – Неутроните имат почти точно същата маса като протоните (неутроните са с 0,06% по-масивни), но нямат електрически заряд, откъдето идва и името. Обикновената материя се състои от около 50% протони и 50% неутрони, така че неутроните, заключени вътре в ядрата, съставляват около половината от нормалната материя във Вселената. Въпреки това, за разлика от протоните, свободните неутрони не са стабилни. Извън ядрото неутроните се разлагат на протон, електрон и нещо, наречено анти-неутрино, за около 10,6 минути. Свободните неутрони са открити едва през 1932 година.                                                                                                                       Субрахманян Чандрасехар       Артър Едингтън

Дейвид Тейлър/David Taylor

This is the translation. The source page is located here: https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/other%20super.html

Дейвид Тейлър/David Taylor

Вселената е удивително място, така че не е чудно, че има два начина да се направи супернова. Двата типа са идентифицирани в началото на 20-ти век, когато астрономите отбелязват много странно нещо: експлозиите на свръхнова или показват много водород в техните спектри, или изобщо не. Това второ наблюдение е доста странно. Много водород е това, което бихте очаквали при звездна експлозия, защото много водород е това, което имат звездите. Суперновите, които току-що обсъдихме, със сигурност изхвърлят големи количества водород. По това време астрономите не бяха съвсем сигурни какво да направят, затова решиха да създадат някои етикети: те въображаемо назоваха експлозиите без водород тип I и (по-нормалните) с водород тип II.

Току-що видяхме как възниква свръхнова тип II. Сега нека обсъдим тип I.

Нашето Слънце случайно е една звезда. Нашата дискусия за звездната еволюция се проведе под мълчаливото предположение, че всички звезди са изолирани по подобен начин. Това важи за много звезди – но. Когато се раждат звезди, човек може да получи една звезда само ако газовият облак се срине симетрично. Ако облакът се срине на бучки или с удължена форма, тогава обикновено се озовавате с множество звездни системи. Най-често срещаната форма на множествена система е двоичната или двойна звездна система, при която звездите се въртят една около друга, а не като тежестите в двата края на гира. Многобройните системи, включващи три, четири, дори шест звезди, не са необичайни. В квартала на Слънцето от 148 звезди, за които е известно, че са в рамките на 22,7 светлинни години (без да се броят кафявите джуджета), 73 са единични звезди, 23 са двойни звезди, 8 са тройни звезди, а една е петкратна звезда, даваща общо 75 звезди в множество системи. С други думи, звездите, които обикалят около други звезди, не са рядкост. Всъщност има повече такива, отколкото единични звезди!

Какво общо има това със звездната еволюция? За по-голямата част от множество системи, нищо. Разстоянията между двойните звезди могат да варират диво, от звездите толкова отдалечени, че разстоянието трябва да се измерва в светлинни седмици (те могат да отнемат милиони години, за да завършат една орбита) до звездите, които са толкова близо една до друга, че тяхната атмосфера всъщност се припокрива! (Последните се наричат контактни двоични файлове, по очевидни причини.) Но обикновено двойните звезди са разположени на разстояние нещо като разстоянието между Слънцето и външните планети. Това съответства на разстояние от около 20 астрономическа единица. (Едната астрономическа единица е разстоянието от Земята до Слънцето или 93 милиона мили.) На такива разстояния всяка звезда може да премине през нормалната си еволюция, сякаш другата не е там, и така те действат сякаш са самотни. Всички множество звездни системи в рамките на около 40 светлинни години от Земята попадат в тази категория.

Но от време на време се откриват двойни звезди, които са разделени само с няколко десети от астрономическа единица. Както беше обсъдено на предишната страница, когато звездите ударят своята червена гигантска фаза, те се превръщат в подути бегемоти, приблизително с размерите на земната орбита, която е една астрономическа единица. Това означава, че можете да получите звезди, които са по-големи от двоичната система, в която се намират, а резултатът е – сложен. По темата са написани цели библиотеки с много дебели книги, пълни с тесни полета и малък шрифт, и ние все още не разбираме всичко отблизо. Вместо маса поразителни подробности, нека да очертая няколко „представителни“ сценария, които улавят вкуса на това, което може да се случи.

Да предположим, че създаваме система с двойна звезда, състояща се от нашето Слънце и друга, по-голяма звезда, която ще нарека „Джамбо“. Ще дадем на Джамбо маса 3,2 слънчеви. Звездата с основна последователност от тази маса ще има температура на гореща повърхност с около 4000 K° по-гореща от Слънцето, радиус около 3,3 пъти по-голям и ще бъде около сто пъти по-светъл. Ще поставим двете звезди в орбита една около друга на разстояние 0,1 астрономическа единица или 9,3 милиона мили, което е около една четвърт от разстоянието между Слънцето и планетата Меркурий. Това в никакъв случай не е толкова близо, колкото звездите могат да бъдат, но е достатъчно близо за нашите цели. Естествено, тъй като са образувани от една и съща мъглявина, и двете звезди са на абсолютно еднаква възраст и имат еднакъв химичен състав.

В началото двете звезди се държат така, сякаш са единични. Ако бъде направен в мащабен модел, където Слънцето е представено от четири инчова топка, Джамбо ще бъде 13 инчова топка, разположена на три метра и половина. Това е достатъчно отдалечено, че техните структури могат да се определят изцяло от диктата на обикновеното хидростатично равновесие. С изключение на движението си в космоса, двете звезди нямат съществен ефект една върху друга. Те бързо обикалят в орбита за период от само пет дни и половина.

В края на триста милиона години обаче щастливото съжителство свършва. Много по-голямата яркост на Джамбо означава, че централната му сърцевина вече е изгоряла, въпреки че животът на Слънцето едва е започнал. Джъмбо започва да напуска основната последователност и да се изкачва по червената гигантска стълба. Но за разлика от една звезда, Джамбо не може просто да създаде красива планетарна мъглявина и да се оттегли в неизвестност. Тъй като раздутата му атмосфера се разширява навън, тя трябва да достигне орбитата на Слънцето и тогава Слънцето започва да го привлича.

Следващите няколкостотин милиона години са изключително сложни. Първоначално Слънцето поглъща целия газ, който достига до него, но в крайна сметка скоростта, с която атмосферата на Джамбо се разширява, поглъща Слънцето и двете звезди се обвиват в един облак с форма на таблетка. В тази конфигурация част от атмосферата на Джамбо се измъква, завихря се и в крайна сметка се отвежда в дълбокия космос. Възможните усложнения, които могат да възникнат в такава двоична система, включват трептения или вълнообразувания в газовия облак, неравномерно нагряване на облака поради прах, смущения поради слънчеви бури на звездите и нататък. Хаосът и объркването продължават, докато Джамбо претърпи хелиевата светкавица, в този момент атмосферата му рязко се срутва и след това преносът на маса спира. Докато Джамбо отново се разширява в следващата си червена гигантска фаза, когато всичко това се повтаря. Повече или по-малко.

Ние не разбираме този процес особено добре. Наблюденията обаче показват, че в такава система Слънцето вероятно ще абсорбира около две трети от атмосферата водород / хелий, която достига до него. Промяната в импулса, причинена от този пренос, първо притиска двете звезди по-близо една до друга, но когато Слънцето достигне същата маса като Джамбо, то обръща посоката и действа, за да ги раздели. Междувременно газът, който се издухва от системата, намалява гравитационното привличане между двете звезди, като по този начин има тенденция да ги направи по-отдалечени. Мощно противодействайки на това, магнитните полета на двете звезди си взаимодействат с облака от горещ газ като гребла, въртящи се във вода, която действа като спирачка, за да забави въртенето им и по този начин да ги накара да се приближат по-близо. Въпреки че подробностите са мътни, няма съмнение, че в много случаи звездите се оказват много по-близо една до друга в края на масовия трансфер, отколкото са били в началото. Тъй като това е точно сценарият, който ни интересува, това е този, който ще разгледаме.

Когато прахът се уталожи (или може би трябва да кажа, когато газът се изчисти), Джамбо е откъснат до ниско бяло джудже с около 0,7 слънчеви маси. Слънцето е изпомпвано до 1,5 пъти първоначалната си маса и по този начин се е изместило по основната последователност в съвсем различен звезден клас. Повърхностната му температура сега е с 1000 °K по-гореща от преди и сега избухва над четири пъти по-голяма от предишната си светимост. Умален модел на тази нова система би използвал пет инчова топка, за да представлява Слънцето, прашинка, по-малка от период на тази страница, за да представи сега доста лошото име “Джамбо”, и те биха били на разстояние един метър. Слънцето и Джъмбо сега се въртят един около друг само за два дни.

През следващите два милиарда години те отново се установяват във вътрешно спокойствие и просто обикалят. Тъй като техният орбитален период е толкова кратък, те имат време да завършат около 360 милиарда цикъла (в сравнение с мизерните 4,4 милиарда цикъла, които Земята е завършила досега около Слънцето), така че е доста нелепо да се каже, че такива двойни звезди системите са нестабилни или краткотрайни. Независимо от това, часовникът тиктака.

Два милиарда години са около това, което 1,5 звезди със слънчева маса имат на разположение, преди да изчерпи основния си водород и да започне да се развива в червен гигант. Точно това прави “Слънцето” в нашата двоична система. Но обратното е честна игра и когато Слънцето се разширява и външната му атмосфера достига бялото джудже, интензивната гравитация на джуджето започва да дърпа газа като прахосмукачка. За радост на астрономите навсякъде има толкова много пътища, които двойна система може да поеме в този момент, че вероятно бихме могли да задържим всички в астробизнеса през следващите двадесет години, само като разработим подробностите. Много фини фактори, включително точното им разделяне, точните маси на двете звезди, ексцентричността на тяхната орбита, скоростта на въртене и дори силата на техните магнитни полета, могат да доведат до драстични промени във взаимодействието на звездите.

Позволете ми да очертая няколко по-екстремни (и следователно по-лесно разбираеми) възможности. Ако бялото джудже се озове точно до външния ръб на атмосферата на червения гигант, то то може да развие завихрящ се акреционен диск, където водородът бавно спирално се спуска надолу и нежно „омеква“ на повърхността на бялото джудже – много напомнящ на завихрянето на водата надолу, въпреки че физиката е много по-различна. (Илюстрацията вдясно е представа на художника за процеса.) Огромната повърхностна гравитация на джуджето компресира водорода в свръх-плътен “океан”, дълбок само няколко метра, но с тегло 50 тона на четвърт. Океанът плавно покрива цялата звезда.

Потокът в този океан може да продължи от няколко хиляди години до няколкостотин хиляди, в зависимост от това колко бързо бялото джудже отделя газ от атмосферата на червения гигант. Но има проблем: водородът не е стабилен, когато се компресира до плътност на белите джуджета. Посветих цял параграф на предишна страница на обяснение колко трудно е да се постигне сливане на водород, но това е при нормални обстоятелства. Повърхността на бяло джудже не е особено нормално място. Всъщност, сливането на водород е доста лесно за постигане на бяло джудже. Когато водородният „океан“ на джуджето, дегенерирал електрон, достигне дълбочина около 200 метра, налягането в дъното става толкова високо, че неизбежно някъде на звездата с размерите на планетата спонтанно ще започне синтез на водород.

В противоположната крайност, ако потокът на газ между звездите е много голям, водородът се държи по-скоро като гориво за заваръчна горелка, отколкото водата в тих океан. Ключовият фактор е следният: причината, поради която газът, течащ към бялото джудже, образува акреционен диск, както е илюстрирано по-горе, е защото има различна скорост от джуджето. По същество газът се опитва да излезе в орбита около джуджето. Едно от основните главоболия, които теоретичните астрофизици имат при акреционните дискове, е, че нещата, които се движат в кръг, имат много инерция и не можете да свалите нищо от орбитата, освен ако не намалите нейния импулс. (Исак Нютон много настоява за това: инерцията не може да изчезне просто.) За разлика от космическата совалка, акреционните дискове не са оборудвани с ретро-ракети, така че трябва да бъдат използвани други механизми за разсейване на въртящия импулс и привеждане на водород надолу. Обичайното е триенето. Идеята е, че газът в диска ще се движи с различна скорост в зависимост от това колко е далеч от джуджето, а триенето между потоците може да забави газа, така че да може да слезе надолу.

Но такива механизми отнемат време, за да работят. Ако входящият газов поток е твърде висок, тогава много бързо постигате галактическата версия на спрян канал. Тъй като газът се натрупва в акреционния диск по-бързо, отколкото може да излезе, той става все по-дебел, по-масивен и по-горещ. Много по-горещо. Свирепата гравитация на бялото джудже създава силно турбулентен диск с газови потоци по-бързи от 1000 мили/секунда. Наистина триенето от галактически клас кара диска да свети при горещо бяло 15 000 K° и да цвърчи с още по-горещи горещи точки, които могат да достигнат 70 000 K°. Обилни изблици на рентгенови лъчи и твърдо ултравиолетово лъчение се изливат от подвижните газове, осигурявайки почти неограничена суровина за докторски дисертации по астрофизика.

Междувременно, надолу по бялото джудже, супер нагрята, свръхзвукова дъжд пада от невъобразимата гръмотевична буря над него, нажежените до бяло капчици се провират с пет хиляди пъти по-голяма скорост от пушка под огромната гравитация на джуджето. Горещият водород се запалва практически при контакт, създавайки пръстен от ядрен огън около екватора на бялото джудже. Бели джуджета / акреционни дискови системи като тази могат да “пулсират” и изключват, или могат да пръскат и кашлят неравномерно, или дори могат да достигнат равновесие и да блестят доста стабилно (всичко е възможно). Средната яркост на такива джуджета е доста висока, около 100 пъти слънчева, така че понякога те са по-ярки от червените гигантски звезди, които ги зареждат!

Но зловещо, тъй като водородът гори постоянно, докато пристига, той не може да се събере в дегенерирал електрон и да експлодира, хвърляйки хелиевата си “пепел” в космоса, както прави нова. Ако всички физически параметри са точно и ако газовият поток от червения гигант продължи, бялото джудже непрекъснато се покрива с все по-тежка мантия от хелий.

Връщайки се за момент към нашата моделна система, припомнете си, че Джамбо сега е бяло джудже с 0,7 слънчева маса, а Слънцето е звезда с 1,5 слънчева маса, опитваща се да стане червен гигант. Или да поставим акцента по различен начин, Слънцето е звезда, която се опитва да отдели достатъчно газ, за ​​да се присъедини към Джамбо като бяло джудже, защото това е естественият край на червения гигант. Като единична звезда еволюцията на Слънцето ще го накара да излъчи планетарна мъглявина с маса приблизително 1,5 – 0,6 = 0,9 слънчеви маси. Но като двойна звезда, газът, който би образувал мъглявината, се отслабва от Джамбо.

Ефективността на преноса на газ в двойни бели джуджета / нормални звезди е много близо 100%. Когато добавите 0,9 слънчеви маси газ, които Слънцето се опитва да отдели към масата на Джамбо от 0,7 слънчеви, имате – 1,6 слънчеви маси. Което е твърде много.

Вече опасно компресиран до размера на Марс, Джaмбо не може да абсорбира целия водород, завихрящ се от Слънцето. В крайна сметка трябва да достигне критичната граница от 1,4 слънчеви маси, предсказана от Чандрасекар през 1931 г. След стотици хиляди години масово натрупване, трябва да дойде денят, когато за по-малко време, отколкото е необходима свещ, за да премигне, Джумбо най-накрая и катастрофално се срутва.

И тогава спира! За разлика от центъра на червен свръхгигант, Джамбо не се състои от 1,4 слънчеви маси желязо. Джамбо се състои почти изцяло от хелий, въглерод и кислород, като всички те (за разлика от желязото) са напълно готови да освободят енергията на синтез. Ужасяващият натиск от колапса Чандрасехар незабавно възпламенява цялата звезда, сякаш това е най-тежката термоядрена бомба в галактиката – което всъщност е. За част от секундата материята увисва на везните, докато гравитацията се опитва да смаже Джамбо в неутронна звезда, а яростта от ядрен синтез се опитва да изпари Джамбо в газ с нажежаема жичка.

И победителят е – ядрен синтез! При един апокалиптичен взрив Джамбо е напълно разбит и престава да съществува. Цялата част от звездата е превърната в радиоактивен облак, толкова горещ, че буквално грее със светлината на 100 милиарда звезди. Целият газ се хвърля в космоса с десетки хиляди метри в секунда. Около половината от него сега е желязо, защото това е частта от звездата, която успя да се слее чак до дъното на “ядрения кладенец” за няколко секунди от експлозията. (Свръхновите тип I са причините, поради които има толкова много желязо на Земята, в сравнение с други метали. Свръхновите тип II, напротив, смачкват по-голямата част от своето желязо в неутронни звезди и не го споделят с останалата част от галактиката.)

Забележително е, че нещо с по-малък от половината диаметър на Земята може да предизвика такъв взрив. Забележително е също, че свръхновите от тип I и тип II са почти еднакво светещи и създават ослепителни светлинни предавания, които продължават почти почти същия период от време, поради което са толкова лесно объркани от астрономите от началото на века. Съвпадението става още по-забележително, когато спрете да смятате, че свръхновите от тип II всъщност са около 100 пъти по-мощни от свръхновите от тип I! Но тъй като приблизително 99% от енергията в свръхнова тип II се излъчва като невидими неутрино, които се отдалечават от звездата и се състезават в космоса, никога повече да не бъдат виждани, откриваемият енергията от тип II е почти същата като тип I. Двата типа са дори приблизително еднакви по честота: наблюдаваните свръхнови се състоят от около 60% тип I и 40% тип II.

Което ни връща към въпроса, който започна това, мистериозната разлика във водородните спектри на двата вида свръхнови. Без съмнение проницателният читател вече е осъзнал как става така, че свръхновите тип I могат да експлодират и въпреки това да не показват водород в спектрометъра: рушащите се бели джуджета нямат такива. Енергията на синтез се доставя изключително от хелий и по-тежки елементи.¹

Що се отнася до Слънцето, то е изненадващо обезсърчено от пръскащото напускане на Джамбо. Човек би могъл да си помисли, че експлозия, толкова яростна, че може да засенчи цели галактики, извършвайки се буквално точно извън нейната атмосфера, не би изпарила Слънцето само за спомен. Това обаче не е така. Звездите са много масивни и (вече) много горещи; дори експлозия на свръхнова в непосредствена близост до тях не може да направи повече от издухване на малко от външната им атмосфера. Слънцето ще загуби само може би 15% от своята маса и по-голямата част от това би загубило така или иначе в последните етапи от живота си като червен гигант. Колкото и да е странно, партньорската звезда в свръхнова тип I е почти незасегната от експлозията.

С изключение на факта, че вече няма партньор. С всички сложни явления за пренос на газ в края Слънцето пренарежда делата си и се превръща в напълно нормална пост-червена гигантска звезда. В крайна сметка се оттегля като непоклатимо и уважавано бяло джудже, а не като непочтен вид, който експлодира и изчезва.

_______________________

1 – Всъщност фактът, че свръхновите тип I изобщо НЕ показват никакъв водород, означава, че този сценарий може да не е напълно правилен, защото дори малкото количество водород, издухано от партньорската звезда, трябва да бъде откриваемо. Една от теориите е, че партньорската звезда всъщност е лишена от целия си водород преди експлозията на свръхнова, а окончателният преврат се доставя от хелий, изтичащ от сърцевината на партньорската звезда, а не от водород.

 

 

This is the translation. The source page is located here: http://www.ronaldkoster.net/olber.html

Защо нощното небе е тъмно? Защо космосът е тъмен? Един от най-интересните проблеми в космологията е парадоксът на Олбер, който гласи, че небето трябва да е безкрайно ярко ден и нощ. Явно това не е вярно. Обикновено този парадокс, приписван на астроном Хайнрих Олбер, се решава, като се посочва, че Вселената е крайна, а не вечна или т.н. Въпреки това, съществува и по-конвенционално решение. Не е необходимо да се прибягва до подобни екзотични твърдения. Излъчването от далечни звезди и материя е защитено от по-близо от звезди и материя. Искате ли да знаете повече? След това прочетете тази статия.

За съжаление подобно решение не е възможно за подобния парадокс на гравитацията. Което твърди чрез подобно заключение, че всеки обект има безкрайна гравитационна потенциална енергия във всяка точка на пространството. По-малко видими, но също толкова странни като парадокса на Олбър. Тъй като гравитацията не може да бъде защитена, е необходимо друго обяснение за този парадокс. Има един, който също е описан в статията, но е по-малко удобен и също малко странен. Може би този странен безкраен гравитационен потенциал има нещо общо с принципа на Мах?

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).

Таблица I – Структура на черупката на голяма звезда
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

This is the translation. The source page is located here: https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/index.html

Въведение

Когато чух учения астроном,
Когато доказателствата, цифрите бяха в колони преди мен,
Когато ми показаха диаграмите и диаграмите,
      да ги добавяте, разделяте и измервате,
Когато седях, чух астронома, където той изнасяше лекции
      с много аплодисменти в лекционната зала,
Колко скоро неотчетна станах уморен и болен,
Докато не се издигна и не се плъзна, се отклоних сам
В мистичния влажен нощен въздух,
      и от време на време
Погледна в перфектна тишина към звездите.

Уолт Уитман

Трудното положение на г-н Уитман е твърде познато на неспециалиста, който е търсил в интернет информация за астрономията. Лесно е да се намерят сайтове от сорта „Гей, уау“, изпълнени със зрелищни фотографии, а също и наука, толкова ефектно напоена, че е подходяща само за манекени. И е почти толкова лесно да намерите бележки от лекции на ниво колеж, заедно с решенията за подробни математически задачи за домашна работа.

Преподавам физика и астрономия в Северозападния университет от 1989 г. (по този начин се класирам като „учен астроном“ в стихотворението) и почувствах, че в мрежата със сигурност има място за няколко страници, разположени здраво между тези крайности. Този сайт е резултатът. Той обсъжда еволюцията на звездите на подробно, но лесно за разбиране ниво. Честно казано, този сайт не е предназначен за разглеждане. То е предназначено за четене. Преглеждането е добре, ако искате само няколко фактоида, но ако всъщност искате да разберете дадена тема, трябва да я изучите от началото до края и разбирането е за какво е този уебсайт. Аз съм учител. Не съм водещ на викторини. Този уебсайт е пълен с бележки под линия и връзки, които можете да пропуснете, ако желаете, но които предоставят така необходимите подробности и дискусии точно в момента, когато имате нужда от него. Можете да прочетете само основния разказ и да разберете същността на информацията, или също така да прочетете всички страни и да сте готови да преправите пътя си през плакатната сесия на следващата годишна среща на Астрофизичното общество на Тихия океан. Изборът е твой.

По целия този сайт се придържах към принципа, че има голяма разлика между опростено и просто. Постарах се много да не повтарям някои от уморените клишета на популярната астрономия тук, не защото са клишета, а защото просто са грешни. Опростяването е добре, но когато стигне до точката, че простотата е простодушна, а не проста, е време да започнем да говорим подробности и аз го правя.

Толкова за въведението; да започнем да говорим за астрофизика!  Отидете на първата страница

Дейвид Тейлър/David Taylor
Еванстън, Илинойс
Юни 2012 г.

[email protected]