Системный администратор
0,1
рейтинг
8 ноября 2015 в 07:04

Звёздная эволюция — как это работает

image

Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.

Рождение звёзд

Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.

Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 106 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:



«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:



Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд):


Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 1027тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):

image

Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.

Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:

image
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.

Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):

image

Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:

image

И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.

Звёздное население

Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).

Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.

Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.

Классификация звёзд

image

Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:

image
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)

Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).

Жизнь звезды

Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:

image
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:


Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.

Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:

image

Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.

Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…

Завершение существования

Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:

1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.

2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.

Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:

image

И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.

image

На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.

3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.

image

Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.

Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):



Поверхностные слои звезды, оказавшись без опоры снизу устремляются вглубь, падая на образовавшийся «шарик» из нейтронов вещество отскакивает обратно, и происходит взрыв. Взрывные волны, прокатывающиеся сквозь толщу звезды создают такое уплотнение и рост температуры вещества, что начинают идти реакции с образованием тяжёлых элементов (вплоть до урана).

Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.

Таким образом происходит образование нейтронной звезды:


4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.

В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).

Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:



Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.

Ссылки:

Обзорная статья на galspace

Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):
Денис Нырков @voyager-1
карма
30,7
рейтинг 0,1
Системный администратор
Реклама помогает поддерживать и развивать наши сервисы

Подробнее
Реклама

Самое читаемое

Комментарии (35)

  • +3
    Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу
    — так написано, будто главная последовательность и есть эволюционный трек звезды
    • +2
      Да, не совсем понятно выразился — конечно отдельные звёзды не путешествуют по этой линии, они практически и не двигаются на этой диаграмме основную часть жизни). Просто их светимость/температура поверхности соответствует главной последовательности (уже после рождения, и до процессов её завершения), а сама протяжённая линия образована за счёт множества звёзд, которые имеют всевозможные массы в начале существования.
  • +4
    Сергей Попов отлично рассказывает, смотрел несколько его лекций в записи, так понятно и «на пальцах» рассказывать про довольно сложные вещи могут немногие. Если вдруг кто не видел, очень рекомендую посмотреть.
  • +1
    может светиться лишь за счёт аккреации
    Излучение Хокинга же ещё, как минимум (хоть оно и не подтверждено экспериментально).
    • +1
      К сожалению, те чёрные дыры, которые образуются после взрывов сверхновых — слишком тяжелы, чтобы испариться в ближайшее время. А до последних моментов существования чёрных дыр (излучение их — обратно пропорционально оставшейся массе) их можно увидеть только вблизи. Поэтому это излучение пока и не нашли — в данный момент надеются найти чёрные дыры, которые могли образовываться напрямую от сжатия газа после большого взрыва (и которые при этом имели меньшую начальную массу, чем при образовании из звёзд).
    • 0
      del
  • 0
    Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.
    Тоесть, остынет она как минимум до 1К?
    • +3
      Такие звёздные останки абсолютно инертны, так что да, они будут медленно остывать. Чтобы до 1К — должно прочти непредставимо огромное время, порядка 10^40 лет.
      • +3
        До 1К остыть практически невозможно. можно будет остыть до температуры реликтового излучения.
        Хотя… хз какие будут темпы расширения вселенной/уменьшения температуры реликтового излучения на таком отрезке времени.
        • +2
          Ну, до тех пор, пока Вселенная расширяется с ускорением, можно полагать, что к тому времени температура реликтового излучения будет куда меньше 1К. Хотя нам об этом судить слегка бессмысленно, всё равно точно не узнаем =)
        • 0
          «Температура излучения» — это характеристика частоты излучения. Она ничего общего с тепловой температурой не имеет, простите за тавтологию.
  • +3
    > image

    Всё живое на земле погибнет уже на шестерочке, потому что солнцу достаточно увеличить свою яркость на 1%, чтобы на земле не осталось жидкой воды.
  • 0
    Вы не покрыли тему, где звезда не переходит второй предел, и что потом происходит с нейтронной звездой.

    Мне вот интересно что будет во вселенной, когда все звёзды переработают вещества до железа.
    • 0
      1) В начале она должна быстро замедлить своё вращение (и следовательно — стать не видной нами в радио-диапазоне), далее она также должна остыть, но на начальном этапе она может делать это довольно экзотическим образом — через ядро (центральную часть), за счёт излучения нейтрино (они очень плохо взаимодействуют с веществом, и пройти даже толщу нейтронной звезды — для них не проблема). Далее — всё как обычно, постепенное остывание, и снижение светимости.

      2) До последнего времени основная версия была — тепловая смерть Вселенной, когда все звёзды перестанут гореть, реликтовое излучение станет невероятно слабым (<< 1 кельвина) и даже чёрные дыры — постепенно испарятся. То есть станет очень очень темно), но бояться не стоит — это должно произойти (по оценкам) через несколько триллионов лет, так что время на решение у человечества есть).

      Но в 1998 году открыли ускоренное расширение Вселенной, если расширение будет ускоряться с такими же темпами — то через 22 млрд лет должен наступить Большой разрыв. Тоже не очень приятное событие, но какое-то время, чтобы что-то сделать — у нас имеется).
      • +1
        Про большой разрыв. В настоящее время однозначно неизвестно, какой исход нас ждёт, т.к. параметр w в уравнении состояния тёмной энергии p=wr всё ещё точно не определён. По последним данным коллаборации Planck:
        w=-1.019 (+0.075 -0.080).
        Большой разрыв реализуется только если w будет достоверно меньше -1.
  • 0
    Формирование звезды начинается с молекулярного облака


    А каким образом формируются молекулярные облака?
    • 0
      Кто-нибудь, напишите статью в DIY!
    • 0
      В основном — за счёт силы притяжения вещества в рукавах галактик (и в целом — плотность межзвёздного газа в галактика уже выше на порядок, чем в межгалактической среде). Ещё межзвёздный газ может уплотняться от взрывов сверхновых — они образуют взрывную волну, которая уплотняет этот газ, но крупные облака так вряд ли могут образовываться.
  • +1
    Никто почему-то не вспомнил простую мнемоническую запись по классам звезд
    O
    Be
    A
    Fine
    Girl
    Kiss
    Me
    Хотя я уверен, что тут ее все знают:)
    • +1
      Ох Борис Александрович Физики Ждут Конца Мучений
    • 0
      Помнится с детства — один бритый англичанин финики жевал как морковь
  • 0
    Недавно читал Кипа Торна «Черные дыры и складки времени», там вроде утверждалось, что есть масса звезды, при которой ничего не останется после ей взрыва, ни черной дыры, ни нейтронной звезды, ни белого карлика, Но если масса будет еще больше, то звезда схлопывается в черную дыру сразу. Поправьте, если я ошибся :) Дак вот книжка-то уже не свежая. Что-то изменилось в этих предсказаниях за прошедшие 20 лет?
  • +2
    Очень хорошая статья, но все же есть неточности. Перепутаны пределы Чандрасекара и Оппенгеймера-Волкова. Предел Чандрасекара — это когда образуется нейтронная звезда, а Оппенгеймера-Волкова — когда образуется черная дыра, а в статье у вас написано наоборот.

    Ну и насчет конца жизни звезд, сравнимых по массе с Солнцем:
    После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.

    Превращение в белого карлика — это не просто остывание, а катастрофический процесс, сродни взрыву сверхновой, только масштабом поменьше. Сброс оболочки красного гиганта с образованием из вещества этой оболочки т.н. планетарной туманности. Обнажившееся ядро является белым карликом и состоит из вырожденного вещества, т.е. вещества, удерживаемого от дальнейшего (гравитационного) сжатия давлением вырождения, обусловленного принципом Паули. Из Википедии: «Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер 10^5—10^9 г/см³[1], что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности.». Для сравнения, плотность свинца в земных условиях составляет 11,3 г/см³, т.е. в 10000-100000000 раз меньше плотности вещества белого карлика.

    Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе

    Земля как сгусток вещества, может быть, это и переживет, но вот никакой жизни или иных «сбережений» на ней существовать не сможет — на границе-то красного гиганта! Быть может, на Марсе еще можно будет как-то жить в таких условиях или на спутникак Юпитера или Сатурна, но уж точно не Земле.

    Но еще задолго до того, как Солнце превратится в красный гигант и начнет раздувание, из ваших же графиков следует постепенное, но неминуемое увеличение активности Солнца. Я где-то читал, что уже через миллиард лет повышение солнечной активности на 10-20% приведет к испарению мирового океана со всеми вытекающими для людей последствиями.
    • 0
      Спасибо за исправление, как же я такой ключевой момент упустил.
      Земля как сгусток вещества, может быть, это и переживет, но вот никакой жизни или иных «сбережений» на ней существовать не сможет — на границе-то красного гиганта! Быть может, на Марсе еще можно будет как-то жить в таких условиях или на спутникак Юпитера или Сатурна, но уж точно не Земле.
      В стадии красного гиганта Солнце будет быстро терять массу, поэтому орбиты планет постепенно вырастут вплоть до 2,5 раза. Но шансы, что что-то сохранится даже в глубоких шахтах — да, мизерные. Температура на этой стадии будет слишком высока даже на Марсе, но какие-то сооружения с внутренним обустройством можно будет сохранить, прикопав их сверху. Можно будет из Марса сделать что-то вроде музея для будущих поколений — можно будет прилететь, и поглядеть как жили предки).
      Но еще задолго до того, как Солнце превратится в красный гигант и начнет раздувание, из ваших же графиков следует постепенное, но неминуемое увеличение активности Солнца. Я где-то читал, что уже через миллиард лет повышение солнечной активности на 10-20% приведет к испарению мирового океана со всеми вытекающими для людей последствиями.
      Готовя статью про экзопланеты я в одном месте наткнулся на теорию, что незначительные повышения или понижения температуры могут вести к цепной реакции — повышение к образованию парникового эффекта, который сделает то, что случилось с Венерой, а понижение — наоборот, удаление из атмосферы парниковых газов и дальнейшее остывание. Возможно «глобальное потепление» — это уже первый звонок (наше выделение парниковых газов в несколько раз уступает вулканам и другим внутренним процессам Земли).

      Мы пытаемся «спасти планету», снизив выбросы, когда до конца не понимаем процессов, которые на ней идут. Проблему возможного столкновения с астероидом признали, и… благополучно забили на неё (сейчас ведутся только теоретические исследования борьбы с ними, а программу строительства телескопов под это дело — закрыли). Не смотря на все наши достижения науки — люди так и не научились глядеть в будущее на срок больше продолжительности их жизни. Фраза «После нас хоть потоп» и спустя 3 века — всё так же актуальна.
      • 0
        Кстати насчет образования черных дыр — механизм того, как гравитация сдавливает нейтроны, преодолевая давление их вырождения, до конца не понятен. Насчет «вдавливания электронов в атомные ядра» в случае взрыва сверхновой есть довольно неплохая теория, называется «нейтронизация». А вот куда вдавливаются нейтроны при образовании черной дыры? Я где-то читал о гипотезе, что нейтроны превращаются в какие-то бозоны, для которых принцип Паули не действует, поэтому они уже гравитацией могут сжиматься неограниченно. Вопрос только — что за бозоны и как происходит превращение?
        • +1
          по моему в случае чёрных дыр вопрос «что происходит с веществом» имеет мало смысла, поскольку непонятно как вообще можно сжать что угодно, будь то хоть бозоны, хоть фермионы, в 0-мерный объект (точку) — сингулярность.
          • +1
            Ну, для начала, вещество надо сжать хотя бы до гравитационного радиуса. И, как видно, при плотностях нейтронных звезд этого еще не происходит. За счет чего становится возможным дальнейшее уплотнение нейтронной или кварковой материи?

            Ну а сжатие до сингулярности — если там бозоны, то можно по крайней мере сжать их все до одного квантового состояния. Если же фермионы — то непонятно, как преодолевается принцип Паули? Ведь он не преодолевается во всех остальных случаях коллапса звезды. Белый карлик коллапсирует в нейтронную звезду не потому, что преодолевается принцип Паули, а потому, что возможна нейтронизация.
            • 0
              Насколько знаю, у нейтронных звёзд «вылезает» странное свойство — радиус обратно пропорционален массе). То есть чем тяжелее звезда — тем меньше становится у неё радиус. Принцип Паули, сам по себе, не запрещает стянут все частицы «в одну точку» — просто у них должны быть разные состояния (скорости движения, или температура — что для элементарных частиц примерно одно и тоже).

              Возможно бОльшая масса позволяет запихнуть в центральную части ядра звезды такой плотный сгусток частиц, что он превосходит свой радиус Шварцшильда, и далее всё вещество проваливается в эту маленькую чёрную дыру. Или рост плотности раньше приводит к тому, что звезда целиком превосходит этот радиус, тут я точно сказать не могу.

              Но сама по себе дополнительная энергия сжатия позволяет «упаковать» частицы плотнее, чем если материя будет «холоднее», Хотя по такой логике получается, что остывая, нейтронная звезда должна в какой-то момент начать «расти» в размерах, чтобы соответствовать принципу Паули, что кажется слегка странным). Хотя вся квантовая теория — странная чуть менее, чем полностью, чему я собственно удивляюсь).
              • +2
                Обратная зависимость масса-радиус у белых карликов. Для нейтронных звёзд она точно неизвестна, потому что однозначно неизвестно уравнение состояния вещества. Т.е. это отношение модельно зависимо.
            • +1
              Ага, я понял что у вас тут не так) Чтобы получить ЧД, вам не обязательно идти дальше нейтронизации. Давайте рассмотрим такую задачку:
              Есть у вас нейтронная звезда, вы начинаете добавлять ей массу. Пусть при этом у нас всё устойчиво, и никакого резкого коллапса не происходит. Гравитационный радиус Rg=3(m/Msun). Пока что он меньше R — радиуса звезды. Для того, чтобы получить чёрную дыру, вам надо чтобы вся масса оказалась под гравитационным радиусом. Добавляем массы столько, что радиус звезды увеличивается на dr. Тогда масса возросла на число, пропорциональное dr^3. Соответственно, и гравитационный радиус увеличился, как dr^3. Очевидно тогда, из того, что радиус возрастает линейно, а гравитационный радиус — кубически, что наступит момент когда гравитационный радиус «догонит и перегонит» радиус звезды. Та-дам, у нас есть чёрная дыра. И не надо ничего сжимать в точку, превращать в кварки, и тд. Соответственно, отсюда и предел на массу остатка звезды — если его масса такова, что при нейтронизации её радиус станет меньше либо равен гравитационному — такой остаток станет чёрной дырой. При этом нам не потребовалось при сжатии идти дальше нейтронизации, а что там со звездой дальше под горизонтом — нас мало интересует) Проблема же в точном определении предела Оппенгеймера-Волкова состоит в том, что неизвестно точное уравнение состояния нейтронной материи.
              Надеюсь, понятно.
              Вот я нашел, тут разбирается вопрос — а куда ж все таки девается вещество после ухода под Rg. Тем не менее, можете заметить, что там не рассматриваются физические свойства этого вещества, поскольку абсолютно непонятно, что там за вещество и что за физика при таких экзотических условиях.
              • 0
                Зря я написал в задаче про нейтронную звезду. Пусть это будет никакая не звезда, а пылевое облако, например, чтобы не противоречить себе же насчёт зависимости M-R =)
              • 0
                Да, логика я думаю правильная. У крупных чёрных дыр (в центрах галактик) «плотность» получается меньше воды (то есть объём под горизонтом событий / массу чёрной дыры). Так что нейтронная звезда просто может от увеличившегося веса и не сужаться вовсе, достаточно просто сбрасывать на неё массу по чуть-чуть, правда очень точно определить момент коллапса вроде и так не получится), сам момент коллапса будет сильно растянут по «нашему времени».

                Про общую логику того, как пришли к излучению Хокинга и другим процессам, связанным с чёрными дырами неплохо написано в книге Саскинда «Битва при чёрной дыре», но хотя там и рассматриваются вопросы её испарения, про состояние вещества внутри её там сказано мало).
        • +1
          На сколько я понимаю, нейтронная звезда, сама по себе как атом, в некотором смысле и в некоторой области. Сами-то нейтроны нестабильны в свободном состоянии. А внутри ядра нуклоны живут вместе, а не как независимые частицы, то бишь они сродни некоторой жидкости из u и d кварков, и что коллапсирует в черную дыру, ответить не так просто на сегодняшний день.
          • 0
            В статье "нейтронизация" хорошо описано, почему нейтроны не распадаются. Но таким же образом возможно стабильное существование более тяжелых барионов — всяких там гиперонов с s-, c-, b- и t-кварками. Тоже неплохое уплотнение.
        • 0
          Эти процессы невозможно изучать в условиях современных лабораторий, поэтому предположения — чисто теоретические, от этого и такой разброс в два раза (от 1,5 масс до 3-х масс Солнца). Физики-теоретики пришли к выводам, что чёрная дыра имеет только три показателя: массу, вращательный момент и заряд — поэтому что происходит с веществом, когда образуется чёрная дыра нас должен мало волновать).

          Есть предположения, что между нейтронной звездой и чёрной дырой должно быть ещё одно состояние — кварковая звезда, когда внутренняя часть звезды, из-за огромных внутренних энергий частиц приводит к тому, что кварки оказываются в состоянии существовать по отдельности. Но надо понимать — даже нейтронная звезда на поверхности имеет обычное вещество (там условия по давлению — ещё не достаточные), и отличить «кварковую» от «нейтронной», да ещё на таких расстояниях — будет невообразимо трудно.

          Вблизи, автоматическими роботами их исследовать было бы интересно — такие условия в лабораториях мы вряд ли когда-нибудь получим, но это уже совсем другая история...)

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите, пожалуйста.