Зорі: від народження до загибелі#
Вступ#
Коли ми дивимося на нічне небо, мільйони сяючих крапок світла розкривають перед нами неймовірну історію Всесвіту. Зорі - це велетенські газові кулі, що палають у космічній пустоті, породжуючи енергію через ядерний синтез у своїх надрах. Кожна зоря - це окремий світ із власною історією, характером та долею.
У цій лекції ми розглянемо захопливий світ зір: як вони народжуються з міжзоряного газу, як живуть протягом мільйонів чи мільярдів років, і як зрештою завершують своє існування - іноді тихо згасаючи, а іноді вибухаючи в грандіозних космічних феєрверках, залишаючи після себе екзотичні об'єкти, такі як нейтронні зорі та чорні діри.
Рис. Схематичне розташування найближчих до Сонця 32 зір, що входять до сфери радіусом 5 парсек (15 св. р.).
Суспільне надбання (Public Domain), Посилання. Wiki
Зорі та їх класифікація#
Що таке зоря?
Зоря - сфероїдальний астрономічний об'єкт, що складається з плазми та виробляє енергію за допомогою термоядерного синтезу. Це самогравітуюча сфера з плазми, яка підтримує свою структуру завдяки балансу між гравітаційним стисненням і тиском, що виникає внаслідок ядерних реакцій у її надрах. Наше Сонце - найближча до нас зоря, що знаходиться на відстані приблизно 150 мільйонів кілометрів (або 1 астрономічної одиниці) від Землі.
Переважна більшість зір складається з водню (~73%) та гелію (~25%), з невеликою домішкою важчих елементів (які астрономи називають "металами").
Класифікація зір за спектром
Найпоширенішою системою класифікації зір є спектральна класифікація, що базується на характеристиках їхніх спектрів випромінювання. Ця система відома як класифікація Гарвардської спектральної послідовності, яку розробили на початку 20-го століття.
Спектральні класи зір позначаються літерами: O, B, A, F, G, K, M (від найгарячіших до найхолодніших).
Клас O: Найгарячіші та найяскравіші зорі з температурою поверхні понад 30000 K. Їх спектри характеризуються сильними лініями іонізованого гелію. Приклади: зорі в сузір'ї Оріона - Альнілам, Альнітак.
Клас B: Дуже гарячі блакитні зорі з температурою 10000-30000 K. Виявляють сильні лінії нейтрального гелію та водню. Приклади: Рігель, Спіка.
Клас A: Білі зорі з температурою 7500-10000 K. У їхніх спектрах домінують лінії водню. Приклади: Сіріус, Вега.
Клас F: Біло-жовті зорі з температурою 6000-7500 K. Приклади: Проціон, Канопус.
Клас G: Жовті зорі з температурою 5000-6000 K. До цього класу належить наше Сонце. Приклади: Альфа Центавра А, Тау Кита.
Клас K: Оранжеві зорі з температурою 3500-5000 K. Приклади: Арктур, Альдебаран.
Клас M: Найхолодніші червоні зорі з температурою менше 3500 K. Приклади: Бетельгейзе, Проксима Центавра.
Згодом цю класифікацію розширили, додавши класи L, T, Y для ще холодніших об'єктів, таких як коричневі карлики.
Рис. Проста таблиця для класифікації основних типів зірок за допомогою Гарвардської класифікації.
By Pablo Carlos Budassi - Own work, CC BY-SA 4.0, Link. Wiki
Рис. Зорі різних спектральних класів.
By Rursus - Own work, CC BY-SA 3.0, Link. Wiki
Класи світності (діаграма Герцшпрунга-Рассела)
Окрім спектральної класифікації, зорі також класифікують за їхньою світністю (абсолютною яскравістю). Данський астроном Ейнар Герцшпрунг та американський астроном Генрі Норріс Рассел незалежно один від одного розробили діаграму, яка показує взаємозв'язок між температурою (або спектральним класом) зорі та її абсолютною зоряною величиною (яскравістю). Ця діаграма відома як діаграма Герцшпрунга-Рассела (H-R діаграма).
На H-R діаграмі виділяють такі основні класи світності:
I: Надгіганти - найяскравіші зорі
II: Яскраві гіганти
III: Звичайні гіганти
IV: Субгіганти
V: Зорі головної послідовності - тут міститься більшість зір, включаючи наше Сонце
VI: Субкарлики
VII: Білі карлики
Зорі на діаграмі Герцшпрунга-Рассела (ДГР) групуються в певних областях:
Головна послідовність: Це довга діагональна смуга, що простягається від верхнього лівого кута (гарячі, яскраві зорі класу O і B) до нижнього правого (холодні, тьмяні зорі класу K і M). Близько 90% всіх зір, включаючи наше Сонце, знаходяться на Головній Послідовності. Це стадія, на якій зоря проводить більшу частину свого життя, стабільно спалюючи водень у гелій у своєму ядрі.
Гіганти та Надгіганти: Області вище Головної Послідовності. Це зорі, які вже вичерпали водень у ядрі і значно розширилися. Вони мають відносно низьку температуру поверхні (тому часто червоні або помаранчеві), але величезний розмір, що робить їх дуже яскравими.
Надгіганти (Luminosity Class I): Найбільші та найяскравіші зорі.
Яскраві гіганти (Class II): Трохи менш яскраві.
Нормальні гіганти (Class III): Типові червоні гіганти.
Субгіганти (Class IV): Зорі, що переходять від Головної Послідовності до стадії гіганта.
Білі карлики: Область у нижньому лівому куті. Це дуже гарячі, але маленькі (розміром приблизно з Землю) і тому тьмяні залишки зір типу Сонця після завершення їхньої еволюції. Вони складаються з виродженого електронного газу.
Таким чином, повна класифікація зорі включає її спектральний клас та клас світності. Наприклад, Сонце – це зоря G2V (жовтий карлик Головної Послідовності), Бетельгейзе – M1-M2 Ia-Iab (червоний надгігант), Сіріус A – A1V (біла зоря Головної Послідовності), а Сіріус B – DA2 (білий карлик).
Класифікація за масою
Маса зорі є найважливішим параметром, що визначає її еволюцію та долю. За масою зорі поділяють на:
Надмасивні зорі: понад 50 мас Сонця
Дуже масивні зорі: 10-50 мас Сонця
Масивні зорі: 2-10 мас Сонця
Зорі середньої маси: 0.5-2 маси Сонця (сюди входить наше Сонце)
Маломасивні зорі: 0.08-0.5 мас Сонця
Коричневі карлики: 0.01-0.08 мас Сонця (об'єкти, маса яких недостатня для підтримки стабільних термоядерних реакцій)
Рис. Діаграма Герцшпрунга-Рассела з 22 000 зірками, нанесеними з каталогу Hipparcos, та 1000 з каталогу Gliese для близьких зірок. Зірки, як правило, потрапляють лише в певні області діаграми. Найбільш помітною є діагональ, що йде від верхнього лівого кута (гарячі та яскраві) до нижнього правого кута (холодніші та менш яскраві), яка називається головною послідовністю. У нижньому лівому куті знаходяться білі карлики, а над головною послідовністю - субгіганти, гіганти та надгіганти. Сонце знаходиться на головній послідовності зі світністю 1 (абсолютна зоряна величина 4,8) та показником кольору B−V 0,66 (температура 5780 K, спектральний клас G2V).
By Richard Powell - The Hertzsprung Russell Diagram, CC BY-SA 2.5, Link. Wiki
Рис. Діаграма Герцшпрунга-Рассела.
By Rursus - Own work, CC BY-SA 3.0, Link. Wiki
Рис. Внутрішні структури зірок головної послідовності з масами, позначеними сонячними масами, конвекційні зони позначені циклами зі стрілками, а радіаційні зони - червоними спалахами. Зліва направо: червоний карлик, жовтий карлик і синьо-біла зірка головної послідовності.
By Xenoforme, CC BY-SA 3.0, Link. Wiki
Рис. Планети, коричневі карлики та зірки (не в масштабі).
By NASA/JPL-Caltech - https://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA23685.jpg, Public Domain, Link. Wiki
Рис. Порівняння білого карлика IK Pegasi B (у центрі), його компаньйона класу A IK Pegasi A (ліворуч) та Сонця (праворуч). Цей білий карлик має температуру поверхні 35500 K.
By RJHall - Own work, CC BY-SA 3.0, Link. Wiki
Еволюція зір#
Еволюція зорі - це процес змін, через які проходить зоря від свого народження до загибелі. Цей шлях суттєво залежить від початкової маси зорі.
Народження зорі
Усе починається з гігантської молекулярної хмари - холодної (10-20 K) та розрідженої хмари газу та пилу в міжзоряному середовищі. Внаслідок певних явищ, таких як ударна хвиля від близького вибуху наднової або гравітаційна взаємодія з іншими об'єктами, частина хмари може почати стискатися під дією власної гравітації.
Процес формування зорі включає кілька етапів:
Фрагментація хмари: Молекулярна хмара розпадається на менші фрагменти.
Гравітаційний колапс: Матеріал падає до центру, утворюючи щільне ядро – протозорю.
Нагрівання: Стиснення призводить до нагрівання протозорі. Вона починає світитися, але термоядерні реакції ще не почалися. Протозоря оточена диском з газу та пилу, з якого можуть формуватися планети.
Запалювання термоядерних реакцій: Коли температура в ядрі протозорі досягає приблизно 10 мільйонів Кельвінів, починається термоядерна реакція синтезу водню в гелій. Цей момент вважається народженням зорі. Зоря "запалюється" і виходить на головну послідовність ДГР.
Життя на головній послідовності
Після запалювання термоядерних реакцій зоря вступає в найтриваліший та найстабільніший період свого життя - стадію головної послідовності. На цій стадії в ядрі зорі відбувається термоядерний синтез водню в гелій.
Існує два основні механізми цього синтезу:
Протон-протонний ланцюжок (pp-ланцюжок): Домінує в зорях малої маси (включаючи Сонце) і може бути спрощено представлений рівнянням:
\[4 ^1\text{H} \rightarrow ^4\text{He} + 2e^+ + 2\nu_e + \text{енергія (26.7 МеВ)}\]CNO-цикл (вуглецево-азотно-кисневий цикл): Домінує в зорях з масою понад 1.3 маси Сонця. У цьому циклі атоми вуглецю, азоту та кисню діють як каталізатори.
Тривалість перебування зорі на головній послідовності суттєво залежить від її маси. Парадоксально, але чим масивніша зоря, тим коротше її життя на головній послідовності. Це пов'язано з тим, що масивніші зорі мають вищу температуру ядра і швидше спалюють своє ядерне паливо.
Маломасивні червоні карлики (клас M) можуть жити трильйони років.
Зорі типу Сонця (клас G) живуть близько 10 мільярдів років.
Дуже масивні зорі (клас O) згорають усього за кілька мільйонів років.
Орієнтовна тривалість життя зорі на головній послідовності може бути розрахована за формулою:
де \(M\) — маса зорі, а \(M_{\odot}\) — маса Сонця.
Таким чином:
Зоря з масою 0.1 \(M_{\odot}\) житиме на головній послідовності приблизно 10 трильйонів років
Сонце (1 \(M_{\odot}\)) - приблизно 10 мільярдів років
Зоря з масою 10 \(M_{\odot}\) - лише близько 30 мільйонів років
Еволюція після головної послідовності
Коли зоря вичерпує запаси водню у своєму ядрі, термоядерні реакції синтезу водню припиняються, і подальша її доля залежить від маси.
Для зір малої та середньої маси (до 8 \(M_{\odot}\))
Стадія червоного гіганта: Коли водень в ядрі вичерпується, ядро стискається і нагрівається, що призводить до запалювання горіння водню в шарі навколо гелієвого ядра. Це виділяє багато енергії, змушуючи зовнішні шари зорі сильно розширюватися і охолоджуватися. Зоря стає червоним гігантом. Її радіус може збільшитися в сотні разів (Сонце на цій стадії поглине Меркурій, Венеру і, можливо, Землю).
Гелієвий спалах і горизонтальна гілка: У ядрі накопичується гелій. Коли температура досягає ~100 мільйонів K, починається синтез гелію в вуглець та кисень (потрійний альфа-процес). У зір масою до ~2 мас Сонця цей процес починається вибухоподібно – гелієвий спалах. Після цього зоря трохи стискається і стабілізується на так званій горизонтальній гілці ДГР. Процес потрійного альфа-розпаду:
\[3 ^4\text{He} \rightarrow ^{12}\text{C} + \text{енергія}\]Стадія горизонтальної гілки: Після гелієвого спалаху зоря стабілізується і продовжує синтезувати гелій у своєму ядрі, а водень - у шарі навколо ядра.
Асимптотична гілка гігантів (AGB): Коли гелій у ядрі вигорає, ядро (тепер вуглецево-кисневе) знову стискається, а навколо нього утворюються два шарових джерела: внутрішнє гелієве та зовнішнє водневе. Зоря знову розширюється, стаючи ще більшою і яскравішою, рухаючись по асимптотичній гілці гігантів на ДГР. На цій стадії зоря сильно пульсує і втрачає масу у вигляді зоряного вітру.
Скидання оболонки і формування планетарної туманності: AGB-зорі зазнають інтенсивної втрати маси через сильний зоряний вітер. Зрештою, зовнішні шари зорі видуваються у космос, утворюючи красиву, розширювану оболонку газу - планетарну туманність (назва історична, до планет стосунку не має).
Білий карлик: Оголене, дуже гаряче ядро зорі залишається в центрі. Це і є білий карлик – щільний об'єкт розміром із Землю, що складається переважно з вуглецю та кисню. Він більше не виробляє енергію шляхом синтезу і повільно охолоджується протягом мільярдів років, перетворюючись зрештою на гіпотетичний чорний карлик. Його стабільність підтримується тиском виродженого електронного газу. Існує межа маси для білих карликів (межа Чандрасекара, близько 1.4 \(M_{\odot}\))
Для масивних зір (понад 8 \(M_{\odot}\))
Червоний (або синій) надгігант: Після вигорання водню вони стають надгігантами.
Синтез важких елементів: Завдяки величезній масі та температурі в ядрі, вони послідовно "спалюють" все важчі елементи: гелій -> вуглець -> неон -> кисень -> кремній. Цей процес нагадує цибулину з шарами різних елементів. Ці стадії стають все коротшими, від мільйонів років для горіння вуглецю до днів для горіння кремнію.
Утворення залізного ядра: Кінцевим продуктом термоядерного синтезу в масивних зорях є залізо або нікель. Ядра цих елементів мають найвищу енергію зв'язку на нуклон, тому їх подальший синтез не виділяє, а поглинає енергію.
Колапс ядра: Коли в центрі утворюється масивне залізне ядро (розміром із Землю, але масою більше Сонця), електронний тиск виродження більше не може підтримувати ядро проти гравітації. За частки секунди ядро катастрофічно стискається (колапсує).
Вибух Наднової (Тип II): Колапс ядра призводить до шаленого нагрівання та утворення ударної хвилі, яка рикошетом розлітається назовні, розриваючи зорю у велетенському вибуху - Наднова типу II. Цей вибух на короткий час може бути яскравішим за цілу галактику! Саме під час вибуху наднової утворюється більшість елементів, важчих за залізо, і вони розсіюються у міжзоряне середовище, збагачуючи його.
Залишок: Доля колапсуючого ядра залежить від його маси:
Якщо маса ядра становить приблизно від 1.4 до 3 \(M_{\odot}\), тиск вироджених нейтронів зупиняє колапс. Утворюється нейтронна зоря.
Якщо маса ядра перевищує приблизно 3 \(M_{\odot}\) (межа Оппенгеймера-Волкова), навіть тиск нейтронів не може протистояти гравітації. Колапс триває нескінченно, утворюючи чорну діру.
Рис. Це зображення демонструє життя зірки, подібної до Сонця, від її народження (ліворуч) до її еволюції в червоного гіганта (праворуч) через мільярди років.
By ESO/M. Kornmesser - https://www.eso.org/public/images/eso1337a/, CC BY 4.0, Link. Wiki
Рис. Порівняння: більшість коричневих карликів трохи більші за об'ємом, ніж Юпітер (на 15-20%), але все ще до 80 разів масивніші через більшу щільність. Зображення масштабовано, радіус Юпітера в 11 разів більший, ніж у Землі, а радіус Сонця в 10 разів більший, ніж у Юпітера.
By Planetkid32 - Own work, CC BY-SA 4.0, Link. Wiki
Рис. Порівняння розмірів (радіус та маса) червоного карлика, Сонця, надмасивного блакитного надгіганта та червоного гіганта.
Public Domain, Link. Wiki
Рис. Графік залежності маси від радіуса (логарифм) кількох небесних тіл та їх еволюція: туманності зливаються у гігантські молекулярні хмари (угорі праворуч), де області стискаються у зоряні ясла, утворюючи нові зірки та виділяючи тепло. Матерія конденсується у згустки; менші можуть стати протопланетами або коричневими карликами, тоді як більші запускають синтез водню, створюючи зірки. Коли водень виснажується, зірка розширюється до червоного гіганта, скидаючи свої зовнішні шари. Доля її ядра залежить від маси і може залишити білих карликів (низької маси), нейтронні зірки (високої маси) або чорні діри (дуже масивні зірки). Викинуті шари утворюють нову туманність, продовжуючи цикл.
By Avsa - Own work, CC BY-SA 4.0, Link. Wiki
Рис. Діаграма зоряної еволюції.
By R.N. Bailey - Own work, CC BY 4.0, Link. Wiki
Рис. Зображення центральної області галактики Messier 87, отримане на радіохвилях, на якому видно сяючий газ, що оточує надмасивну чорну діру.
By , CC BY 4.0, Link. Wiki
Білий карлик#
Білий карлик - це кінцевий етап еволюції для зір з початковою масою приблизно до 8 мас Сонця (включаючи зорі, подібні до нашого Сонця). Це надзвичайно щільне, компактне ядро колишньої зорі, яке залишилося після того, як зоря скинула свої зовнішні шари.
Білі карлики більше не виробляють енергію шляхом термоядерного синтезу. Вони світяться лише завдяки залишковій тепловій енергії, накопиченій за час життя зорі, і поступово охолоджуються протягом мільярдів років. Їхня структура підтримується не звичайним газовим тиском чи тиском випромінювання, а тиском виродженого електронного газу.
Як утворюються білі карлики?
Життя зорі головної послідовності: Зоря (як Сонце) проводить більшу частину свого життя, спалюючи водень у гелій у своєму ядрі.
Вичерпання водню в ядрі: Коли водень у ядрі закінчується, термоядерні реакції там припиняються. Ядро починає стискатися під дією гравітації і нагріватися.
Стадія червоного гіганта: Нагрівання ядра запалює горіння водню в оболонці навколо ядра. Це виділяє багато енергії, змушуючи зовнішні шари зорі значно розширюватися і охолоджуватися. Зоря стає червоним гігантом.
Гелієвий спалах (для зір масою < двох мас Сонця) та горіння гелію: Ядро продовжує стискатися і нагріватися, доки температура не досягне близько 100 мільйонів Кельвінів. При цій температурі починається термоядерна реакція перетворення гелію на вуглець (і частково на кисень) - потрійний альфа-процес. У зір з масою, подібною до сонячної, це відбувається вибухоподібно (гелієвий спалах), але цей вибух поглинається зовнішніми шарами. Після цього зоря деякий час стабільно спалює гелій у ядрі.
Стадія асимптотичної гілки гігантів (AGB): Коли гелій у ядрі вичерпується, ядро (тепер переважно з вуглецю та кисню) знову починає стискатися і нагріватися. Запалюється горіння гелію в оболонці навколо ядра (а також може продовжуватися горіння водню у ще зовнішнішій оболонці). Зоря знову розширюється, стаючи ще більшою і яскравішою - це AGB-зоря.
Втрата маси та утворення планетарної туманності: На стадії AGB зоря стає нестабільною. Сильні зоряні вітри та термічні пульсації (нестабільне горіння в оболонках) призводять до того, що зоря скидає свої зовнішні шари в навколишній простір. Ці скинуті гази утворюють красиву структуру, що розширюється, - планетарну туманність, яка підсвічується ультрафіолетовим випромінюванням гарячого ядра, що оголилося.
Оголене ядро - білий карлик: Те, що залишається в центрі планетарної туманності, - це гаряче, щільне ядро колишньої зорі, що складається переважно з вуглецю та кисню. Це і є новонароджений білий карлик. Його маса недостатня, щоб стиснутися далі і запалити горіння вуглецю.
Структура білого карлика
Структура білого карлика відносно проста:
Ядро: Основна частина маси білого карлика. Складається переважно з вуглецю (C) та кисню (O), розташованих у вигляді іонної ґратки (особливо в міру охолодження). Для білих карликів, що утворилися з трохи масивніших зір, ядро може бути з кисню, неону (Ne) та магнію (Mg). Для дуже маломасивних зір (які ще не встигли пройти еволюцію за час існування Всесвіту) теоретично можливе гелієве (He) ядро. Речовина ядра перебуває у стані виродженого електронного газу.
Вироджений електронний газ: При величезній густині білого карлика електрони "упаковані" настільки щільно, що починають діяти квантові ефекти (принцип Паулі). Електрони не можуть займати однакові енергетичні рівні, тому вони змушені займати все вищі й вищі рівні енергії, навіть при низькій температурі. Це створює потужний тиск, який не залежить від температури і протидіє гравітаційному стисканню. Саме цей тиск підтримує білий карлик.
Атмосфера/Оболонка: Дуже тонкий шар невиродженої плазми на поверхні. Зазвичай складається або переважно з водню (H) (такі білі карлики класифікують як тип DA), або переважно з гелію (He) (тип DB). Через сильну гравітацію відбувається швидка дифузія: важчі елементи опускаються вниз, а найлегші (водень або гелій) спливають на поверхню, формуючи атмосферу.
Кристалізація: Вважається, що в міру охолодження білого карлика (протягом мільярдів років) іони вуглецю та кисню в ядрі впорядковуються і утворюють кристалічну ґратку. Тобто ядро старого, холодного білого карлика може бути схожим на гігантський кристал.
Властивості білих карликів
Маса: Зазвичай від 0.5 до 1.1 маси Сонця, з піком розподілу близько 0.6 маси Сонця. Існує верхня межа маси для білого карлика, відома як межа Чандрасекара, що становить приблизно 1.4 маси Сонця. Якщо білий карлик (наприклад, у подвійній системі) набирає масу понад цю межу, тиск вироджених електронів не може більше протистояти гравітації, і він колапсує, що призводить до вибуху наднової типу Ia.
Радіус: Дуже малий, приблизно розміром із Землю (близько 0.01 радіуса Сонця). Цікаво, що чим масивніший білий карлик, тим він менший за розміром, оскільки більша гравітація сильніше стискає вироджену речовину.
Густина: Надзвичайно висока, в середньому близько 10⁶ г/см³ (один мільйон грамів, або тонна, на кубічний сантиметр). Це набагато щільніше за звичайну речовину, але значно менш щільно, ніж у нейтронних зір.
Температура: Новоутворені білі карлики дуже гарячі (поверхнева температура > 100 000 К), але оскільки вони не мають внутрішнього джерела енергії, вони повільно охолоджуються протягом мільярдів і трильйонів років, випромінюючи накопичене тепло. Їх колір змінюється від блакитно-білого до жовтого, помаранчевого, червоного і, врешті-решт, вони стануть чорними карликами - холодними, темними об'єктами (однак Всесвіт ще недостатньо старий, щоб чорні карлики встигли утворитися).
Гравітація: Поверхнева гравітація дуже сильна (у ~100 000 разів сильніша за земну) через велику масу, зосереджену в малому об'ємі.
Світність: Залежить від температури. Гарячі молоді білі карлики відносно яскраві, але їхня світність значно падає в міру охолодження.
Магнітні поля: Деякі білі карлики мають сильні магнітні поля (від тисяч до мільярдів Гаус), хоча зазвичай слабші, ніж у нейтронних зір.
Відсутність синтезу: Білі карлики є геологічно "мертвими" - в них не відбуваються термоядерні реакції (за винятком можливих поверхневих спалахів, якщо вони акрецують речовину з компаньйона).
3. Подвійні зорі#
Подвійні (бінарні) зорі - це системи, що складаються з двох зір, які обертаються навколо спільного центру мас. Такі системи дуже поширені у Всесвіті - більше половини зір, які ми бачимо на небі, є частиною подвійних або кратних систем.
Типи подвійних зір
Залежно від того, як ми спостерігаємо і класифікуємо ці системи, подвійні зорі поділяють на кілька типів:
Візуально-подвійні зорі: Системи, в яких обидві компоненти можна розрізнити візуально через телескоп. Приклади: Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці, Альбірео у сузір'ї Лебедя.
Спектрально-подвійні зорі: Системи, які не розділяються візуально, але їхню подвійність можна виявити через періодичні зміщення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера, коли зорі рухаються по орбіті. Приклад: Мізар A.
Затемнювані подвійні зорі: Системи, в яких орбітальна площина розташована майже вздовж лінії зору з Землі, так що зорі періодично затьмарюють одна одну, спричиняючи зміни у загальній яскравості системи. Приклади: Алголь у сузір'ї Персея, бета Ліри.
Астрометричні подвійні зорі: Системи, в яких видно лише одну компоненту, але її "коливання" на небі вказує на наявність невидимого супутника.
Тісні подвійні зорі: Системи, де зорі розташовані так близько одна до одної, що їхні зовнішні шари можуть взаємодіяти або навіть перетікати з однієї зорі на іншу.
Взаємодія в подвійних системах
У тісних подвійних системах можливі різні типи взаємодії між компонентами:
Відокремлені системи: Зорі не впливають суттєво одна на одну і еволюціонують майже незалежно.
Напіврозділені системи: Одна зоря заповнила свою порожнину Роша (область, де речовина гравітаційно пов'язана з зорею), і речовина перетікає на компаньйона. Це може призвести до формування акреційного диска навколо другої зорі.
Контактні системи: Обидві зорі заповнили свої порожнини Роша і мають спільну зовнішню оболонку.
Еволюція подвійних систем
Еволюція подвійних систем може бути дуже складною і призводити до утворення екзотичних об'єктів. Ось кілька сценаріїв:
Наднові типу Ia: Якщо в напіврозділеній системі білий карлик акрецирує речовину з компаньйона і його маса наближається до межі Чандрасекара, це може призвести до термоядерного вибуху і повного руйнування білого карлика - наднової типу Ia.
Рентгенівські подвійні системи: Системи, що складаються з нормальної зорі та компактного об'єкта (білого карлика, нейтронної зорі або чорної діри), де акреція речовини на компактний об'єкт призводить до емісії рентгенівського випромінювання.
Зливання подвійних систем: У деяких тісних подвійних системах зорі можуть зближуватися через втрату кутового моменту і зрештою злитися, утворюючи одну зорю.
Джерела гравітаційних хвиль: Подвійні системи компактних об'єктів (нейтронних зір або чорних дір) можуть бути потужними джерелами гравітаційних хвиль при орбітальному русі та зливанні.
Рис. Процес злиття двох білих карликів, що обертаються навколо однієї орбіти, створює гравітаційні хвилі.
Public Domain, Link. Wiki
Фізично-змінні зорі#
Фізично-змінні зорі — це зорі, яскравість яких змінюється внаслідок фізичних процесів, що відбуваються в самій зорі, а не через зовнішні фактори, такі як затемнення в подвійних системах.
Пульсуючі змінні зорі#
Пульсуючі змінні зорі періодично змінюють свій розмір і температуру, що призводить до змін у яскравості.
Цефеїди
Цефеїди - дуже яскраві жовті надгіганти (або яскраві гіганти), що пульсують з періодами від кількох днів до кількох десятків днів. Найважливіша їхня властивість – залежність період-світність: чим довший період пульсацій, тим вища абсолютна світність зорі. Ця залежність, відкрита Генрієттою Лівітт, дозволяє використовувати цефеїди як "стандартні свічки" для вимірювання відстаней до інших галактик.
Механізм пульсацій цефеїд пов'язаний з так званим "каппа-механізмом" - у певній області зорі (зоні іонізації гелію) непрозорість газу зростає при стисненні, що призводить до накопичення тепла і подальшого розширення. Співвідношення "період-світність" для класичних цефеїд можна виразити приблизно як:
де \(M_V\) - абсолютна зоряна величина у видимому діапазоні, \(P\) - період пульсацій у днях, \(\alpha\) та \(\beta\) - деякі числові параметри, які для різних спекстральних діапазонів набувають різних значень (обидва параметри мають негативні значення)
Зорі типу RR Ліри - менш масивні та старіші зорі, ніж цефеїди, часто зустрічаються в кулястих скупченнях. Вони також пульсують, але з коротшими періодами (менше доби) і мають приблизно однакову абсолютну світність. Їх також використовують для вимірювання відстаней.
Міриди (зорі типу Міри Кита) - холодні червоні гіганти або надгіганти, що перебувають на кінцевих етапах зоряної еволюції і пульсують з дуже довгими періодами (від 100 до 1000 днів) і великими амплітудами зміни блиску.
Еруптивні змінні зорі#
Еруптивні змінні зорі - це клас змінних зір, яскравість яких несподівано та різко змінюється через бурхливі процеси, що відбуваються в їхніх надрах, на поверхні або в навколишньому просторі. Ці зміни зазвичай пов'язані зі спалахами або викидами речовини з поверхні зорі (іноді значними).
На відміну від пульсуючих змінних зір, зміни блиску еруптивних зір, як правило, нерегулярні та непередбачувані.
Основні характеристики та причини змінності:
Спалахи: На поверхні зорі можуть відбуватися потужні спалахи (схожі на сонячні, але значно сильніші), що призводить до різкого збільшення яскравості. Це характерно для спалахуючих зір (тип UV Кита).
Викиди маси: Зоря може викидати значну кількість речовини у навколишній простір, що також впливає на її видиму яскравість.
Взаємодія в подвійних системах: У тісних подвійних системах речовина може перетікати з однієї зорі на іншу (зазвичай на білий карлик, нейтронну зорю або чорну діру). Накопичення цієї речовини може призводити до термоядерних вибухів на поверхні (нові зорі) або потужних вибухів, що руйнують зорю (наднові типу Ia).
Процеси в протозорях: Молоді зорі, які ще перебувають на стадії формування (як зорі типу Т Тельця або фуори), часто проявляють еруптивну змінність через нестабільні процеси акреції речовини з навколишнього диска.
Утворення пилу: Деякі типи еруптивних зір (як зорі типу R Північної Корони) раптово зменшують свою яскравість через утворення хмар вуглецевого пилу в їх атмосфері, які поглинають світло.
Приклади типів еруптивних змінних зір:
Нові зорі (Novae): Різке збільшення яскравості внаслідок термоядерного вибуху на поверхні білого карлика в подвійній системі. Нові зорі виникають у подвійних системах, де білий карлик акрецирує речовину з компаньйона. Коли на поверхні білого карлика накопичується достатньо водню, відбувається термоядерний спалах, який спостерігається як раптове збільшення яскравості на 7-16 зоряних величин. На відміну від наднових, нові не руйнують білий карлик, і цей процес може повторюватися.
Наднові зорі (Supernovae): Катастрофічний вибух, що призводить до руйнації зорі або значної її частини. Це найпотужніші з відомих вибухів у Всесвіті. Хоча наднові не є змінними зорями в традиційному розумінні, вони представляють крайній випадок зміни яскравості. Яскравість зорі під час вибуху наднової може збільшитися на 20 зоряних величин, роблячи її тимчасово співмірною з яскравістю цілої галактики.
Зорі типу Т Тельця (T Tauri stars): Молоді зорі до головної послідовності з нерегулярними змінами блиску, пов'язаними з акрецією та активністю.
Фуори (FU Orionis stars): Молоді зорі, які демонструють дуже сильні спалахи яскравості (на 5-6 зоряних величин), ймовірно, через різке збільшення темпу акреції речовини з диска.
Спалахуючі зорі (Flare stars / UV Ceti stars): Червоні карлики, які демонструють раптові, короткочасні, але сильні спалахи.
Зорі типу R Північної Корони (R Coronae Borealis stars): Зорі, багаті на вуглець, яскравість яких раптово падає через утворення пилових хмар.
Симбіотичні зорі: Подвійні системи, що складаються з гарячої зорі (часто білого карлика) та холодного гіганта, які взаємодіють, викликаючи зміни блиску.
Типи наднових#
Класифікація вибухів наднових ґрунтується переважно на спектрах вибуху (наявності чи відсутності певних хімічних елементів у світлі наднової), а також на кривій блиску (як змінюється яскравість з часом).
Основний поділ відбувається за наявністю ліній водню в спектрі:
Наднові типу II: У їхніх спектрах є чіткі лінії водню.
Наднові типу I: У їхніх спектрах немає (або дуже слабкі) лінії водню.
Тепер розглянемо кожен тип детальніше:
Наднові типу II (Core-Collapse Supernovae with Hydrogen)
Механізм: Це результат гравітаційного колапсу ядра масивної зорі (зазвичай > 8 мас Сонця), яка на момент вибуху зберегла свою зовнішню водневу оболонку.
Як це відбувається: У масивної зорі закінчується паливо в ядрі, воно колапсує до стану нейтронної зорі (або чорної діри), а зовнішні шари, включаючи багату на водень оболонку, падають на ядро, відскакують і розлітаються в космос у вигляді вибуху.
Зоря-попередник: Зазвичай це червоний або синій надгігант - масивна зоря з великою водневою оболонкою.
Спектр: Характеризується наявністю широких ліній водню (серії Бальмера). Також можуть бути лінії гелію та інших елементів.
Крива блиску: Часто має характерне "плато" (тип II-P), коли яскравість спадає повільно протягом десятків або сотень днів, що пов'язано з рекомбінацією іонізованого водню в оболонці. Існують також наднові типу II-L (лінійні), де блиск спадає більш монотонно після піку.
Залишок: Нейтронна зоря або чорна діра.
Наднові типу I (Supernovae without Hydrogen)
Ця категорія далі поділяється на підтипи:
Механізм: Принципово інший, ніж у всіх інших типів! Це термоядерний вибух білого карлика в подвійній системі.
Як це відбувається: Білий карлик (залишок маломасивної зорі типу Сонця) "перетягує" речовину зі свого компаньйона (це може бути зоря головної послідовності, гігант або інший білий карлик). Коли маса білого карлика досягає критичної межі (межа Чандрасекара, близько 1.4 маси Сонця), тиск і температура в його ядрі стають достатніми для запуску неконтрольованої реакції термоядерного синтезу вуглецю та кисню. Ця реакція охоплює всю зорю за лічені секунди, призводячи до повного її руйнування.
Зоря-попередник: Білий карлик у подвійній системі.
Спектр: Немає ліній водню (бо білий карлик його не має). Немає ліній гелію. Характерною є сильна лінія поглинання іонізованого кремнію (Si II) близько піку яскравості. Пізніше з'являються лінії заліза та інших продуктів термоядерного горіння.
Крива блиску: Досить стандартна форма з швидким зростанням і поступовим спаданням, яке живиться радіоактивним розпадом нікелю-56 (що утворюється під час вибуху) до кобальту-56, а потім до заліза-56.
Залишок: Зазвичай не залишається компактного об'єкта (нейтронної зорі чи чорної діри), зоря повністю розлітається.
Важливість: Наднові типу Ia мають приблизно однакову максимальну світність, що робить їх важливими "стандартними свічками" для вимірювання космологічних відстаней і вивчення розширення Всесвіту.
2. Наднові типу Ib (Core-Collapse Supernovae without Hydrogen, with Helium)
Механізм: Також гравітаційний колапс ядра масивної зорі, як і тип II. Однак ця зоря втратила свою зовнішню водневу оболонку до моменту вибуху, але зберегла значну частину гелієвої оболонки.
Як це відбувається: Масивна зоря може втратити водневу оболонку через сильний зоряний вітер (особливо у зір типу Вольфа-Райє) або через взаємодію з компаньйоном у подвійній системі. Подальший колапс ядра відбувається так само, як у типу II.
Зоря-попередник: Масивна зоря, що втратила водневу оболонку (наприклад, зоря Вольфа-Райє типу WN або WC/WO, або зоря в тісній подвійній системі).
Спектр: Немає ліній водню. Наявні лінії гелію (He I).
Крива блиску: Схожа на тип Ia або II-L, без плато.
Залишок: Нейтронна зоря або чорна діра.
3. Наднові типу Ic (Core-Collapse Supernovae without Hydrogen or Helium)
Механізм: Знову гравітаційний колапс ядра масивної зорі. Ця зоря до моменту вибуху втратила не тільки водневу, але й більшу частину своєї гелієвої оболонки.
Як це відбувається: Втрата оболонок відбувається ще інтенсивніше, ніж у типу Ib, через дуже сильні зоряні вітри або взаємодію в подвійній системі. Вибухає практично "оголене" ядро зорі.
Зоря-попередник: Масивна зоря, що втратила і водневу, і гелієву оболонки (наприклад, зоря Вольфа-Райє типу WC/WO, або зоря в тісній подвійній системі).
Спектр: Немає ліній водню. Немає (або дуже слабкі) лінії гелію. Можуть бути помітні лінії кисню та кальцію.
Крива блиску: Схожа на тип Ib.
Залишок: Нейтронна зоря або чорна діра.
Зв'язок з гамма-спалахами: Деякі наднові типу Ic (особливо ті, що мають дуже широкі спектральні лінії, іноді позначаються як Ic-BL) пов'язані з довгими гамма-спалахами (GRB).
Резюме відмінностей:
Тип |
Механізм |
Прогенітор |
Водень (H) в спектрі? |
Гелій (He) в спектрі? |
Кремній (Si II) в спектрі? |
Типовий залишок |
|---|---|---|---|---|---|---|
Ia |
Термоядерний вибух |
Білий карлик у подв. системі |
Ні |
Ні |
Так (сильний) |
Немає |
Ib |
Колапс ядра |
Масивна зоря (втратила H) |
Ні |
Так |
Ні (слабкий) |
Нейтронна зоря / Чорна діра |
Ic |
Колапс ядра |
Масивна зоря (втратила H і He) |
Ні |
Ні (слабкий) |
Ні (слабкий) |
Нейтронна зоря / Чорна діра |
II |
Колапс ядра |
Масивна зоря (зберегла H) |
Так |
Так (може бути) |
Ні (слабкий) |
Нейтронна зоря / Чорна діра |
Отже, ключова відмінність Ia від Ib, Ic, II - це механізм (термоядерний вибух проти колапсу ядра). Відмінності між Ib, Ic, II полягають у тому, які зовнішні оболонки масивна зоря встигла втратити до моменту колапсу її ядра.
Нейтронні зорі#
Нейтронна зоря - це один із можливих кінцевих етапів еволюції масивних зір. По суті, це надзвичайно щільний і компактний залишок зоряного ядра, що сколапсувало. Уявіть собі об'єкт з масою, що перевищує масу Сонця, але стиснутий до розмірів невеликого міста (діаметром приблизно 20-25 кілометрів).
Густина речовини в нейтронній зорі колосальна - одна чайна ложка її матерії важила б мільярдів тонн на Землі! Ця густина порівнянна з густиною атомного ядра. Основна складова такої зорі - нейтрони, звідси й назва.
Як утворюються нейтронні зорі?
Процес утворення нейтронної зорі пов'язаний з грандіозною космічною подією - вибухом наднової типу II (або Ib, Ic):
Життя масивної зорі: Зорі з початковою масою приблизно від 8 до 20-25 мас Сонця (точні межі є предметом досліджень) проводять своє життя, спалюючи водень у гелій, потім гелій у вуглець, кисень і так далі, аж до заліза в ядрі.
Залізне ядро: Синтез заліза не виділяє енергію, а навпаки, поглинає її. Коли в ядрі зорі накопичується достатньо заліза, термоядерні реакції припиняються.
Втрата тиску: Без енергії від термоядерних реакцій внутрішній тиск (який протидіяв гравітації) різко падає.
Гравітаційний колапс: Величезна гравітація зовнішніх шарів зорі починає нестримно стискати ядро. Електрони "вдавлюються" в протони атомних ядер за допомогою процесу, званого зворотним бета-розпадом (або електронним захопленням):
протон + електрон → нейтрон + електронне нейтрино(\(e^- + p^+ \rightarrow n + \nu_e\))Майже вся речовина ядра перетворюється на нейтрони.
Зупинка колапсу: Колапс ядра зупиняється лише тоді, коли нейтрони стають настільки щільно упакованими, що починає діяти тиск виродженого нейтронного газу. Це квантово-механічний ефект (принцип Паулі), який забороняє нейтронам займати однаковий квантовий стан в одному й тому ж місці. Цей тиск протидіє подальшому стисканню гравітацією.
Вибух наднової: Зовнішні шари зорі, що падали на ядро, "відскакують" від надзвичайно твердого нейтронного ядра. Цей відскок, підсилений величезним потоком нейтрино, що вивільняються під час нейтронізації, призводить до потужного вибуху - наднової. Зовнішні шари зорі розлітаються в космос, збагачуючи його важкими елементами.
Залишок: У центрі вибуху залишається новоутворена, надзвичайно гаряча і щільна нейтронна зоря.
Важливо: Якщо маса ядра, що колапсує, занадто велика (перевищує так звану межу Оппенгеймера-Волкова, приблизно 2.1-2.3 маси Сонця), то навіть тиск виродженого нейтронного газу не зможе зупинити колапс, і об'єкт перетвориться на чорну діру.
Структура нейтронної зорі
Незважаючи на невеликий розмір, нейтронні зорі мають складну внутрішню структуру, яку досі вивчають. Ззовні всередину вона приблизно така:
Атмосфера: Дуже тонкий шар плазми (порядку сантиметрів або метрів) на поверхні.
Зовнішня кора (Outer Crust): Товщиною кілька сотень метрів. Складається з кристалічної ґратки важких атомних ядер (переважно заліза та інших важких елементів), занурених у море релятивістських електронів. Схожа на тверде тіло.
Внутрішня кора (Inner Crust): Товщиною до 1-2 км. Тут тиск настільки великий, що ядра стають все більш багатими на нейтрони. З певної глибини нейтрони починають "витікати" з ядер і існувати у вільному стані (явище "нейтронного капання", neutron drip). Вважається, що тут можуть існувати екзотичні структури, які називають "ядерною пастою" (nuclear pasta) - складні конфігурації з ядерної матерії у вигляді пластин, стрижнів, бульбашок тощо.
Зовнішнє ядро (Outer Core): Основна частина маси зорі. Складається переважно з нейтронів (близько 95%), з невеликою домішкою протонів, електронів та мюонів. Вважається, що нейтрони тут перебувають у стані надплинності, а протони - у стані надпровідності.
Внутрішнє ядро (Inner Core): Найзагадковіша частина. Густина тут настільки екстремальна, що стан речовини достеменно невідомий. Можливі варіанти:
Суміш нейтронів, протонів та інших елементарних частинок (гіперонів).
Кваркова матерія: Можливо, нейтрони розпадаються на свої складові - кварки (u, d, s), утворюючи "кварк-глюонну плазму" або "дивну матерію".
Інші екзотичні стани матерії.
Вивчення структури нейтронних зір - це активна галузь досліджень, яка допомагає зрозуміти фізику при екстремальних густинах та тисках.
Властивості нейтронних зір
Нейтронні зорі мають низку вражаючих властивостей:
Маса: Зазвичай від 1.1 до приблизно 2.1 маси Сонця. Існує верхня межа маси (межа Оппенгеймера-Волкова, приблизно 2.1-2.3 маси Сонця), вище якої вони колапсують у чорні діри.
Радіус: Дуже малий, близько 10-12 км.
Густина: Неймовірно висока, 10¹⁴ - 10¹⁵ г/см³ (сотні мільйонів тонн на кубічний сантиметр).
Гравітація: Поверхнева гравітація в сотні мільярдів разів сильніша за земну. Швидкість втечі становить значну частину швидкості світла. Гравітаційне лінзування світла біля поверхні є помітним.
Температура: Новоутворені нейтронні зорі дуже гарячі (трильйони Кельвінів), але швидко охолоджуються через випромінювання нейтрино. Поверхнева температура з часом спадає до мільйонів Кельвінів, тому вони випромінюють переважно в рентгенівському діапазоні.
Обертання: Через збереження кутового моменту під час колапсу ядра, нейтронні зорі обертаються надзвичайно швидко. Періоди обертання можуть становити від мілісекунд до кількох секунд.
Магнітне поле: Мають найсильніші магнітні поля у Всесвіті, від 10⁸ до 10¹⁵ Гаус (у мільярди та трильйони разів сильніші за земне). Це пов'язано зі стисненням магнітного поля зорі-попередника під час колапсу.
Пульсари: Багато нейтронних зір спостерігаються як пульсари. Це нейтронні зорі, що швидко обертаються і мають сильне магнітне поле, вісь якого не збігається з віссю обертання. Вони випромінюють вузькі пучки радіохвиль (або іншого випромінювання) зі своїх магнітних полюсів. Коли такий пучок періодично "задіває" Землю, ми спостерігаємо регулярні імпульси - "ефект маяка". Перший пульсар PSR B1919+21 відкрила Джоселін Белл Бернелл у 1967 році.
Магнетари: Це особливий тип нейтронних зір з екстремально сильними магнітними полями (10¹⁴-10¹⁵ Гаус). Вони можуть проявляти себе через потужні спалахи рентгенівського та гамма-випромінювання.
Чорні діри#
Чорні діри - це, можливо, найзагадковіші об'єкти у Всесвіті, області простору-часу, де гравітація настільки сильна, що ніщо, навіть світло, не може подолати її і вирватися назовні.
Формування чорних дір#
Існує кілька шляхів формування чорних дір:
Зоряні чорні діри: Утворюються внаслідок гравітаційного колапсу ядра дуже масивної зорі (понад 25 \(M_{\odot}\)) після вичерпання ядерного палива. Коли тиск виродження нейтронів не може протистояти гравітації, відбувається колапс до сингулярності, і формується чорна діра.
Первинні чорні діри: Теоретично могли утворитися в ранньому Всесвіті через флуктуації густини.
Надмасивні чорні діри: Знаходяться в центрах більшості галактик, включаючи нашу. Процес їх формування досі не до кінця зрозумілий, але може включати злиття менших чорних дір і акрецію речовини протягом мільярдів років.
Структура чорної діри#
Структуру чорної діри можна описати кількома характерними елементами:
Сингулярність: Теоретична точка нескінченної густини в центрі чорної діри, де всі закони фізики, які ми знаємо, перестають працювати.
Горизонт подій: Межа в просторі-часі, за якою жодна подія не може вплинути на зовнішнього спостерігача. Після перетину цієї межі повернення назад неможливе. Радіус горизонту подій (гравітаційний радіус або радіус Шварцшильда) для незаряджений чорної діри, що не обертається, можна розрахувати за формулою:
\[R_s = \frac{2GM}{c^2}\]де \(G\) — гравітаційна стала, \(M\) — маса чорної діри, \(c\) — швидкість світла.
Для чорної діри з масою Сонця цей радіус становить приблизно 3 км.
Ергосфера: Для обертових чорних дір (чорних дір Керра) існує область за межами горизонту подій, де простір-час сам починає обертатися — феномен, відомий як "захоплення інерціальних систем відліку".
Фотонна сфера: Сфера, де фотони можуть обертатися на нестабільних орбітах навколо чорної діри.
Теоретичні аспекти чорних дір#
Чорні діри є важливими об'єктами для тестування теорій гравітації, особливо загальної теорії відносності Ейнштейна. Деякі цікаві теоретичні аспекти:
Теорема "Чорна діра не має волосся": Згідно з цією теоремою, чорна діра характеризується лише трьома зовнішніми параметрами — масою, електричним зарядом і кутовим моментом. Усі інші відомості про матерію, що утворила чорну діру, "стираються".
Випромінювання Хокінга: Стівен Хокінг теоретично передбачив, що чорні діри можуть випромінювати частинки внаслідок квантових ефектів поблизу горизонту подій. Це означає, що чорні діри не є абсолютно "чорними" і можуть поступово втрачати масу та "випаровуватися".
Інформаційний парадокс: Питання про те, що відбувається з інформацією, яка потрапляє в чорну діру, залишається одним з найбільших викликів для сучасної фізики. Згідно з квантовою механікою, інформація не може бути знищена, але здається, що чорні діри "стирають" всю інформацію про матерію, яка в них потрапляє.
Кротові нори: Теоретичні "тунелі" в просторі-часі, які можуть з'єднувати віддалені частини Всесвіту або навіть різні всесвіти. Хоча загальна теорія відносності допускає їх існування, для їх стабілізації потрібна "екзотична матерія" з негативною енергією, і поки що немає доказів їх реального існування.
Спостереження чорних дір#
Чорні діри неможливо спостерігати безпосередньо, оскільки вони не випромінюють світло. Однак їх можна виявити за непрямими ознаками:
Гравітаційний вплив на навколишні об'єкти: Спостереження за орбітами зір навколо центру нашої галактики дозволило виявити надмасивну чорну діру Стрілець A* масою близько 4 мільйонів мас Сонця.
Акреційні диски: Коли речовина падає на чорну діру, вона утворює акреційний диск, який розігрівається до надвисоких температур і яскраво світиться, особливо в рентгенівському діапазоні.
Релятивістські джети: Деякі чорні діри викидають струмені високоенергетичних частинок, які можуть простягатися на тисячі світлових років.
Гравітаційне лінзування: Чорні діри можуть викривляти світло від об'єктів, розташованих за ними, створюючи ефект гравітаційної лінзи.
Гравітаційні хвилі: У 2015 році обсерваторія LIGO вперше зареєструвала гравітаційні хвилі від злиття двох чорних дір, що стало першим прямим спостереженням гравітаційних хвиль і підтвердженням існування чорних дір.
Зображення тіні чорної діри: У 2019 році проект Event Horizon Telescope опублікував перше зображення тіні чорної діри - надмасивної чорної діри в центрі галактики M87.
Види чорних дір за масою#
Чорні діри класифікують за їх масою:
Мікроскопічні чорні діри: Теоретичні об'єкти з масою менше маси Місяця, які могли утворитися в ранньому Всесвіті або, гіпотетично, в експериментах на прискорювачах частинок.
Зоряні чорні діри: Мають маси від 3 до приблизно 100 мас Сонця. Утворюються внаслідок колапсу ядер масивних зір.
Проміжні чорні діри: Мають маси від сотень до десятків тисяч сонячних. Їх існування було підтверджено недавніми спостереженнями. Вони могли утворитися через злиття менших чорних дір або колапс надмасивних зір.
Надмасивні чорні діри: Мають маси від мільйонів до мільярдів сонячних і знаходяться в центрах галактик. Найбільша відома надмасивна чорна діра - TON 618 з масою приблизно 66 мільярдів мас Сонця.
Значення чорних дір для науки#
Чорні діри мають велике значення для розвитку фізики та астрономії:
Вони є природними "лабораторіями" для тестування загальної теорії відносності в умовах сильної гравітації.
Вивчення чорних дір може наблизити нас до створення квантової теорії гравітації - об'єднання квантової механіки та загальної теорії відносності.
Надмасивні чорні діри відіграють ключову роль у формуванні та еволюції галактик.
Вивчення процесів поблизу горизонту подій може дати відповіді на фундаментальні питання про природу простору, часу та інформації.
Рис. Інфографіка, що детально пояснює появу чорної діри.
By Pablo Carlos Budassi - Own work, CC BY-SA 4.0, Link. Wiki
Рис. Модель чорної діри та її особливостей.
By European Southern Observatory - ESO - https://www.eso.org/public/images/eso1907h/, CC BY 4.0, Link. Wiki
Рис. Радіуси тіні та фотонної сфери чорної діри відносно горизонту подій.
By Hugo Spinelli - Own work, CC0, Link. Wiki
Рис. Перший в історії знімок горизонту подій надмасивної чорної діри, зроблений за допомогою Event Horizon Telescope в 2019 році. Еліптична галактика M87.
Автор: Телескоп горизонту подій, CC BY 4.0, Посилання. Wiki