Айзък Азимов
Гравитационната гибел на вселената (22) (Колапсиращата вселена или историята на черните дупки)

Към текста

Метаданни

Данни

Включено в книгата
Оригинално заглавие
The Collapsing Universe (The Story of Black Holes), (Пълни авторски права)
Превод от
, (Пълни авторски права)
Форма
Научен текст
Жанр
Характеристика
  • Няма
Оценка
5,7 (× 24 гласа)

Информация

Сканиране
gogo_mir (2011 г.)
Корекция и форматиране
Ripcho (2011 г.)

Издание:

Айзък Азимов. Гравитационната гибел на вселената

Преводач: Радка Динекова

Рецензент: Валери Голев

Рецензенти на превода: Надка Стоянова, Красимира Абаджиева

Редактор: Валери Голев

Художник на корицата: Владимир Минчев

Художник-редактор: Димитър Петков

Технически редактор: Йорданка Иванова

Коректор: Славка Кръстева

Код: 01\9532421331\2332-2-90

Американска. Издание I.

Формат 70X90/32 Печ. коли 18,00 Изд. коли 10,51 УИК 12,19

Държавно издателство „Народна просвета“ — София, 1990 г.

Държавна фирма „Полипринт“ — Враца

История

  1. — Добавяне

Свръхновите

Преди откриването на телескопа единствените нови, които били регистрирани със сигурност, били само най-ярките от тях.

Новата, за която Тихо Брахе написа своята книга и която даде име на явлението, е пример за такава звезда. Новата на Тихо Брахе в своя максимум на светимост била пет до десет пъти по-ярка от планетата Венера и вероятно 100 пъти по-ярка от най-ярката постоянна звезда Сириус. Тя се виждала и през деня, а през нощта хвърляла слаба сянка, която се забелязвала, ако нямало Луна на небето.

През 1604 г. друга ярка нова се появила в съзвездието Змиеносец. Тя имала блясък само 1/30 от този на новата на Тихо Брахе и била три пъти по-ярка от Сириус. Оттогава на небето не са се появили други такива ефектни звезди като тези две.

Има обаче случай на по-ранно появяване на такава ярка нова — тя се появила през юли 1054 г. в съзвездието Телец. Не съществуват писмени доказателства, че тя е била наблюдавана в Европа, която точно тогава излизала от „тъмните векове“ и астрономията като наука в това време почти не съществувала. Обаче до нас са достигнали писмени сведения от астрономите в Китай и Япония.

Новата от 1054 г. също като звездата на Тихо Брахе била много по-ярка от Венера. Тя била по-ярката от двете и се наблюдавала на небето при дневна светлина в продължение на 23 денонощия. След достигането на своя максимум тя бавно отслабнала, но трябвало да изминат почти две години, преди нейният блясък да слезе под нивото на чувствителност на невъоръженото око.

Защо някои нови са много по-ярки от другите? Логично е да се предположи, че те са били по-близо до нас и затова са изглеждали по-ярки.

През 1885 г. обаче нова се появила в небесния обект, наричан тогава мъглявината Андромеда. Мъглявината Андромеда е дифузно светло петно, за което астрономите смятали, че е облак от прах и газ вътре в нашата Галактика. Новата те наблюдавали точно в посоката на облака, но тя не била много впечатляваща, защото в максимума си достигнала едва седма звездна величина и не станала достатъчно ярка, за да се наблюдава без телескоп.

През следващите години астрономите много внимателно наблюдавали мъглявината Андромеда и открили в пределите й многобройни нови. Всичките те не биха могли да се намират случайно в една посока — това не би могло да бъде просто съвпадение. След всичко това се оформило схващането, че мъглявината Андромеда е далечна звездна система, чийто блясък е много слаб и звездите в нея не могат да се наблюдават като отделни обекти, освен в случаите, когато една от тях се превърне в нова. След 1920 г. вече се наложило мнението, че мъглявината Андромеда е много далечна галактика и по размери е дори по-голяма от нашата Галактика.

Всички нови, наблюдавани в галактиката Андромеда след 1885 г., били извънредно слаби, но по нищо друго не се отличавали от нормалните нови в нашата Галактика.

Новата от 1885 г. била нещо по-различно. Тя била много по-ярка от нормалните нови както в галактиката Андромеда, така и в нашата. Нейният блясък бил толкова силен, че тя се откроявала на фона на всички звезди от галактиката Андромеда. В максимума си тя била 10 милиарда пъти по-ярка от нашето Слънце и 100 000 по-ярка от една обикновена нова. Такива звезди били наречени свръхнови. И така, новата от 1885 г. след дълги размишления била наречена S от Андромеда — тук S означава свръхнова.

След като това било установено, станало ясно, че ярките нови от 1054, 1572 и 1604 г. били също свръхнови, само че в нашата Галактика.

Свръхновите са звезди, които се срещат много рядко. Астрономите ги наблюдават отвреме-навреме, тук-там, в една или друга далечна галактика. При появяването си свръхновата лесно може да се открие. Веднага щом в някоя галактика блесне звезда и достигне максимума на своя блясък, който я кара да свети толкова ярко, колкото всички останали звезди от галактиката, взети заедно, астрономите знаят, че става дума за свръхнова. Изглежда, че броят на свръхновите за всяка галактика е 3 за хилядолетие, а на обикновените нови — 30 000 за същото време. С други думи, на всеки десет хиляди нови има една свръхнова.

Трудно е детайлното изследване на свръхновите в далечните галактики, намиращи се на разстояние милиони светлинни години от нас. Една свръхнова от нашата Галактика би ни била от полза, но за нещастие такава не е наблюдавана след 1604 г. и няма близък обект от този тип, който да е бил изследван някога с телескоп. Фактически за изминалите от 1604 г. досега четири века най-близката наблюдавана свръхнова е S от Андромеда.

Ясно е, че явлението свръхнова представлява огромен взрив на особено голяма и масивна звезда. Нищо друго не може да предизвика излъчване, което е 10 милиарда пъти по-мощно от слънчевото.

Нещо повече, свръхновите изхвърлят газови обвивки, в сравнение с които планетарните мъглявини изглеждат като джуджета. Най-добре известният пример за такава обвивка е мъглявината в съзвездието Телец, която се наблюдава на мястото на голямата свръхнова от 1054 г. Там се вижда гигантски облак от светещ газ.

Този облак за първи път бил наблюдаван през 1731 г. от английския астроном Джон Бевис (1693–1771). През 1844 г. ирландският астроном Уилям Парсънс, лорд Рос (1800–1867) внимателно го изследвал с голям телескоп, построен от самия него, и установил, че облакът има влакнеста структура с неправилна форма, наподобяваща щипките на рак. Той го нарекъл Ракообразна мъглявина и това е името, с което облакът е известен и до днес.

Детайлното изследване на газа в Ракообразната мъглявина показва, че той все още продължава да се движи навън със скорост 1300 километра в секунда. (Тази скорост на разширяване е много по-голяма от скоростта в планетарните мъглявини и сама по себе си е доказателство за несравнимата сила на взрива на свръхновата.) Имайки предвид тази скорост, можем да пресметнем, връщайки се в миналото, че цялото количество газ е било събрано в центъра на мъглявината точно по времето на взрива на свръхновата от 1054 г.

Астрономите се връщат назад в миналото и за други мъглявини. Ако в някоя част на небето се наблюдават тънки газови влакна, които приличат на част от обвивка, астрономите предполагат, че в центъра на такава структура някога трябва да е избухнала свръхнова. От скоростта на разширяване на обвивката те могат дори да пресметнат преди колко време се е взривила свръхновата. През последните 20 000 години в нашата Галактика са избухнали 14 свръхнови, чиито следи се наблюдават днес (включително и тези три, за които говорихме). Те би трябвало да са 60 или 65, ако броят им е толкова, колкото в другите галактики. Следите на останалите около 50 на брой свръхнови ние не можем да наблюдаваме, тъй като те се намират в далечните части на Галактиката, които са скрити от нас зад облаци прах.

По останките на свръхновите можем да открием, че най-близката свръхнова се е взривила в съзвездието Корабни платна. Тази свръхнова породила газовата обвивка, наречена мъглявината Гъм (по името на австралийския астроном Колин С. Гъм, починал при нещастен случай като скиор през 1960 г., който пръв я изучил подробно през 1950 г.) Нейният център се намира на разстояние само 1500 светлинни години от нас. За сравнение можем да кажем, че разстоянието до Ракообразната мъглявина е 4500 светлинни години. Най-близкият край на мъглявината Гъм е на разстояние само 300 светлинни години от Земята.

Свръхновата в съзвездието Корабни платна, която породила мъглявината Гъм, е избухнала някъде преди около 15 000 години, когато свършвал последният ледников период на Земята. В своя максимум тя няколко дни е блестяла с блясъка на пълната Луна и ние можем само да завиждаме на онези праисторически човешки същества, които са били свидетели на тази великолепна гледка.

Какво предизвиква появата на свръхнови?

Колкото по-масивна е една звезда, толкова по-висока е температурата на недрата й във всички стадии от нейната еволюция. Във вътрешността на една наистина масивна звезда температурата достига такива високи стойности, каквито при по-малките звезди не се достигат никога, понеже не могат да бъдат достигнати по принцип. Така че, за да обясним явлението свръхнова, ние трябва да изясним процесите, които протичат при тези високи температури.

Американският астроном от китайски произход Хонг Ичю (1952) предложил интересно обяснение. Ядрените реакции в недрата на звездата, казва той, пораждат два вида безмасови частици, които се движат със скоростта на светлината. Едната е фотонът — фундаменталната частица на светлината и на електромагнитното излъчване въобще. Другата частица е неутриното.

Тези два вида частици имат различни свойства.

Фотоните веднага се поглъщат от веществото и се създават отново с не по-малък темп. Те се раждат отново и отново се поглъщат безброй пъти и само в кратките интервали време между раждането и поглъщането те наистина се движат със скоростта на светлината. Поради това на фотоните е необходим около един милион години, за да пропътуват от ядрото на звездата, където са се родили, до повърхността, откъдето отлитат в пространството. Така че изтичането на енергия от централните области на звездата посредством излъчване на фотони е много слабо и това е бавен равномерен процес, който може да продължи милиарди години.

Неутриното след образуването си не взаимодействува изобщо (или взаимодействува съвсем слабо) с веществото и — веднъж образувано в недрата — то преминава през горните слоеве на звездата със скоростта на светлината, като че ли там няма нищо. На неутриното му трябват само три секунди, за да премине от ядрото на нашето Слънце до неговата повърхност и след това да излети в космическото пространство. А за 12 секунди то ще измине разстоянието от недрата до повърхността на най-големите звезди от главната последователност. Всяка енергия, отдадена под формата на неутрино, изтича почти мигновено от звездите.

При нормалните звезди обаче процентът енергия, отдаден под формата на неутрино, е много малък, затова ние обикновено взимаме предвид само енергията на фотоните.

Хонг Ичю обаче смята, че при изключително високи температури — да кажем 6 милиарда градуса — протичат такива ядрени реакции, които образуват неутрино в големи количества. Температурата в недрата на Слънцето сега е около 15 000 000°C и тя никога и при никакви условия няма да достигне 6 милиарда градуса. Звездите с достатъчно голяма маса са в състояние да достигнат такава температура и тогава в определен критичен момент изведнъж ще се образуват неутрино в големи количества. Всички те ще напуснат звездата за броени секунди и ще отнесат със себе си тази енергия от звездните недра, която е необходима за поддържането на звездата в равновесие срещу насочения към центъра гравитационен натиск.

В резултат на това ядрото на звездата изведнъж се охлажда, вероятно за броени минути, и звездата колапсира със скорост, която е несравнима с тази на колапса при образуването на планетарните мъглявини.

При масивните звезди, където недрата имат температура 6 милиарда градуса и ядреният синтез е достигнал до изграждане на атомите на желязото, външните слоеве продължават да бъдат относително студени и са изградени от по-леки атомни ядра. Да си представим, че някой се движи в посока навън от ядрото на звездата, тогава той ще преминава през такива области на звездата, които все по-малко са еволюирали и съдържат все повече по-леки атомни ядра, които могат да се комбинират и да освобождават енергия. Температурите са все по-ниски и затова реакции на ядрен синтез не протичат. В най-външните слоеве на звездата може все още да има големи количества водород.

С внезапния неизбежен колапс на звездата температурата й като цяло се повишава до много високи стойности, понеже гравитационната енергия се превръща в топлина и цялото ядрено гориво се включва в ядрения синтез почти мигновено. Това води до изключително голяма експлозия на свръхновата, след което звездата започва да свети за известно време колкото всички звезди от една галактика, взети заедно.

Във фурията на силния взрив се случват две неща. Първо, образуват се много атомни ядра, които са по-тежки дори от железните, тъй като има голям излишък от енергия, който дава възможност да се образуват такива ядра. Второ, взривът изхвърля големи количества звездно вещество навън във вид на обвивка от горещи газове, съдържаща всички новообразувани сложни атоми, включително и такива, които са пет пъти по-тежки от ядрата на желязото. За период от хиляди години това вещество постепенно се разпространява навън, влакната му изтъняват и то става част от силно разредените газови мъглявини в междузвездното пространство.

От газовите облаци, в които има останки от тези стари звезди, се образуват млади звезди от второ поколение.

Звездите от първо поколение, образувани от първичното вещество на Големия взрив, са почти изцяло изградени от водород и хелий. Това се отнася и за техните планети. Атомни ядра, по-сложни от хелиевите, могат да се намерят само в недрата на тези звезди и те биха си останали завинаги там, ако някои звезди не се взривяваха като свръхнови.

Звездите от второ поколение, каквото е нашето Слънце, започват живота си, добавяйки към своя водород и хелий малки количества по-тежки атомни ядра, разпръснати на големи разстояния в пространството от взривовете на свръхновите. Животът ни би бил немислим без тези по-тежки елементи и всички атоми, изграждащи нашето тяло (освен водорода), са били някога част от ядрата на звездите, които са се взривили като свръхнови.

Огромният взрив на една свръхнова може да изхвърли в пространството девет десети от звездното вещество и само една малка част от него остава в състояние на колапс. Не е трудно да се предположи, че веществото, което остава след взрива на свръхновата, е винаги под границата на Чандрасекар. Затова първоначалната маса на звездата е без значение — тя винаги ще се свие до бяло джудже — бавно, ако масата й е по-малка от 1,4 слънчеви маси, или чрез взрив с все по-нарастваща яркост в зависимост от това, колко масата й надминава тази граница.

Като знаем, че за един милион години в една галактика избухват три свръхнови, и като имаме предвид, че възрастта на Вселената е около 15 милиарда години, бихме могли да пресметнем, че за цялата история на нашата Галактика в нея са избухнали 45 милиона свръхнови. Ако от всеки взрив на свръхнова се е образувало по едно бяло джудже, то техният брой би бил само един процент от броя на съществуващите в нашата Галактика бели джуджета, който бяхме пресметнали.

Това звучи правдоподобно. Ние можем да предположим, че само най-масивните звезди достигат до взрив на свръхнова, а по-малките достигат стадия на бяло джудже след образуване на планетарна мъглявина или чрез плавно свиване. И понеже съществуват много повече звезди с малка маса, би трябвало да има много повече бели джуджета, отколкото взривове на свръхнови. (Не трябва да се забравя обаче, че дори „малките звезди“, които се споменават в тази връзка, не са много по-малки от нашето Слънце. Звездите, които са наистина малки и които са преобладаващото мнозинство, не са живели достатъчно дълго и не са достигнали стадия на разширяване и колапс, дори ако са образувани веднага след Големия взрив.)

И така, можем да предположим, че имаме ясна представа за крайния стадий в живота на звездите — той винаги е бяло джудже, което се охлажда до черно джудже. Но тази представа все още не задоволява някои астрономи…