Астрономиядағы тығыз объектілер және олардың жіктелуі

Кіріспе

Астрономиядағы жіктеу – математикадағы категориялық ұғым.

Астрономияда "компактты нысан" (немесе "компактты жұлдыз") термині ақ ергежейлілер, нейтронды жұлдыздар және қара тесіктерді білдіреді. Егер мұндай гипотетикалық, тығыз денелердің бар екені расталса, экзотикалық жұлдыздар да олардың қатарына қосылуы мүмкін. Барлық компактты нысандардың радиусына шаққандағы массасы жоғары, бұл оларға обыкновен атомдық материямен салыстырғанда өте жоғары тығыздық береді. Компактты нысандар көбінесе жұлдыздық эволюцияның соңғы сатылары болып табылады және осы себепті "жұлдыздық қалдықтар" деп те аталады. Жұлдыздық қалдықтардың күйі мен түрі негізінен одан пайда болған жұлдыздың массасына байланысты. "Компактты нысан" термині жұлдыздың нақты табиғаты белгісіз болған кезде жиі қолданылады, бірақ дәлелдер оның обыкновен жұлдыздармен салыстырғанда өте кішкентай радиусы бар екенін көрсетеді. Қара тесік емес, компактты нысанды "дегенерацияланған жұлдыз" деп атауға болады. 2020 жылдың маусым айында астрономдар жылдам радио импульстарының (FRB) көзін анықтаудағы жетістіктерін жариялады, олардың себебі қазір "қалыпты ядролық құлдыраудан пайда болған компактты нысандардың бірігуі және магнетарлар" болуы мүмкін.

Құрылу

Жұлдыз эволюциясының әдеттегі соңғы нәтижесі – тығыз жұлдыздың қалыптасуы. Барлық белсенді жұлдыздар өз дамуының бір кезеңіне жетеді, онда ішкі ядролық синтезден туындаған сыртқы сәулелену қысымы, әрдайым болатын гравитациялық күштерге қарсы тұра алмайды. Осы кезде жұлдыз өзінің салмағының күшімен құлайды және жұлдыздың өлімі процесін бастан кешіреді. Көптеген жұлдыздар үшін бұл өте тығыз және ықшам жұлдыз қалдығының пайда болуына алып келеді, бұл тығыз жұлдыз деп те аталады. Ықшам денелер ішкі энергияны өндірмейді, бірақ қара тесіктерден басқа, миллиондаған жылдар бойы құлау кезінде қалған артық жылумен сәулеленеді. Ең соңғы түсініктерге сәйкес, Ыңғайлы жарылыстан кейін ерте Ғаламдағы фазалық бөліну кезінде де тығыз жұлдыздар қалыптасуы мүмкін. Белгілі ықшам денелердің бастапқы пайда болуы әлі нақты анықталған жоқ.

Өмір бойы

Қалың денелер сәуле шығарып, салқындап, энергиясын жоғалтса да, олардың құрылымын сақтау үшін, қалыпты жұлдыздар сияқты, жоғары температураға тәуелді емес. Сыртқы бұзылыстар мен протонның ыдырауынан басқа, олар дерлік мәңгі сақталуы мүмкін. Дегенмен, қара тесіктер Хокинг сәулесі арқылы триллиондаған жылдардан кейін толығымен жоғалып кетеді деп саналады. Қазіргі физикалық космологияның қабылданған стандартты модельдеріне сәйкес, барлық жұлдыздар ақырында салқын және қараңғы қалың жұлдыздарға айналады, осыған дейін Әлем тым алыс болашақта «дегенерациялық дәуірге» кіреді. Қалың денелердің кеңірек анықтамасына планеталар, астероидтар және кометалар сияқты кішкентай қатты денелер де кіруі мүмкін, бірақ мұндай қолданыс сирек кездеседі. Жұлдыздардың және басқа да ыстық материяның алуан түрлері бар, бірақ термодинамикаға сәйкес, Әлемдегі барлық материя ақырында шашыраңқы салқын бөлшектерге немесе қандай да бір түріндегі қалың жұлдыздық немесе жұлдыздық емес нысанға айналуға тиіс.

Ақ жұлдыздар

Ақ жұлдыздар немесе дегенерацияланған жұлдыздар негізінен дегенерацияланған заттан тұрады; әдетте, көміртек пен оттегі ядролары дегенерацияланған электрондар теңізінде. Ақ жұлдыздар негізгі тізбекті жұлдыздардың ядроларынан пайда болады, сондықтан олар қалыптасқан кезде өте ыстық болады. Олар салқындаған сайын қызыл түске ауысып, сөне бастайды, соңында қараңғы қара жұлдыздарға айналады. Ақ жұлдыздар 19 ғасырда байқалды, бірақ олардың ішіндегі өте жоғары тығыздық пен қысым 1920 жылдарға дейін түсіндірілмеді. Дегенерацияланған материяның күй теңдеуі «жұмсақ», яғни, массаны арттыру нәтижесінде нысан кішірейеді. Ақ жұлдыз ретінде басталатын нысанға массаны қосуды жалғастырса, нысан қысқарады және орталық тығыздық одан да артады, дегенерацияланған электрондардың энергиясы жоғарылайды. Жұлдыздың массасы жеткілікті деңгейге жеткенде, радиусы бірнеше мың километрге дейін қысқарса, масса Чандрасекар шегіне жақындайды – ақ жұлдыздың массасының теориялық жоғарғы шегі, шамамен Күннің массасынан 1,4 есе артық. Егер ақ жұлдыздың ортасынан материя алынып, баяу қысылса, электрондар алдымен ядролармен бірігіп, кері бета-ыдырау арқылы протондарын нейтрондарға айналдырады. Тепе-теңдік күнделікті тығыздықта тұрақсыз, нейтрондарға бай, ауыр ядроларға қарай ығысады. Тығыздық артқан сайын, бұл ядролар одан да үлкеніп, байланысы нашарлайды. Шамамен 4 кг/м³ болатын сындық тығыздықта – «нейтрон тамшысы» деп аталатын – атом ядросы байланыспаған протон мен нейтрондарға ыдырай бастайды. Одан әрі қысылса, материя атом ядросының тығыздығы деңгейіне, шамамен 2 кг/м³ жетеді. Бұл тығыздықта материя негізінен бос нейтрондардан тұрады, ал протондар мен электрондар аз мөлшерде шашырап жатады.

Нейтронды жұлдыздар

Ақ жұлдызды қамтитын кейбір қос жұлдыздарда масса серік жұлдыздан ақ жұлдызға ауысады, нәтижесінде ол Чандрасекар шегінен асып түседі. Электрондар протондармен әрекеттесіп, нейтрондарға айналады, осылайша гравитацияға қарсы тұруға қажетті қысымды жояды, бұл жұлдыздың құлдырауына себеп болады. Егер жұлдыздың орталығы көбінесе көміртек пен оттегінен тұрса, онда мұндай гравитациялық құлдырау көміртек пен оттегінің бақылаусыз қосылуын тудырады, нәтижесінде Ia типіндегі супернова пайда болады, ол жұлдызды құлдырау қайта бағытталмас бұрын толығымен жарып жібереді. Егер орталық көбінесе магнийден немесе ауыр элементтерден тұрса, құлдырау жалғасады. Тығыздық одан әрі артқан сайын, қалған электрондар протондармен әрекеттесіп, тағы да нейтрондарға айналады. Құлдырау нейтрондардың (жоғары тығыздықта) дегенерацияға ұшырағанша жалғасады. Жұлдыздың радиусы 10-20 км аралығында болған кезде, оның көлемі үш рет кемігеннен кейін жаңа тепе-теңдік орнатуға болады. Бұл – нейтронды жұлдыз. Нейтронды жұлдызды алғаш рет 1967 жылы радиопульсар ашқанда байқағанмен, Бааде мен Цвики оны 1933 жылы, нейтрон 1932 жылы ашқаннан кейін бір жыл өткен соң болжаған. Олар нейтронды жұлдыздардың өте тығыздығының арқасында, қарапайым жұлдыздың нейтронды жұлдызға құлдырауы зор мөлшерде гравитациялық потенциалдық энергияны босататынын және бұл суперновалардың себебі болуы мүмкін екенін түсіндірді. Бұл Ib, Ic және II типтегі суперновалардың түсіндірмесі болып табылады. Мұндай суперновалар массивті жұлдыздың темір ядросы Чандрасекар шегінен асып, нейтронды жұлдызға құлдырағанда пайда болады. Электрондар сияқты, нейтрондар да фермиондар болып табылады. Сондықтан олар нейтронды жұлдыздың құлдырауына қарсы тұру үшін нейтронды дегенерациялық қысымды қамтамасыз етеді. Сонымен қатар, нейтрон-нейтронның итергіш өзара әрекеттесуі қосымша қысымды қамтамасыз етеді. Ақ жұлдыздар үшін Чандрасекар шегі сияқты, нейтронды жұлдыздар үшін де шектеулі масса бар: Толман-Оппенгеймер-Волкофф шегі, онда бұл күштер жұлдызды ұстап тұруға жеткіліксіз. Тығыз адрондық материядағы күштер толыққанды түсінілмегендіктен, бұл шек нақты белгілі емес, бірақ 2 мен 2 аралығында деп есептеледі. Егер нейтронды жұлдызға одан көп масса жиналса, ақырында бұл масса шегіне жетеді. Бұдан кейін не болатыны толыққанды белгісіз.

In certain binary stars containing a white dwarf, mass is transferred from the companion star onto the white dwarf, eventually pushing it over the Chandrasekhar limit. Electrons react with protons to form neutrons and thus no longer supply the necessary pressure to resist gravity, causing the star to collapse. If the center of the star is composed mostly of carbon and oxygen then such a gravitational collapse will ignite runaway fusion of the carbon and oxygen, resulting in a Type Ia supernova that entirely blows apart the star before the collapse can become irreversible. If the center is composed mostly of magnesium or heavier elements, the collapse continues. As the density further increases, the remaining electrons react with the protons to form more neutrons. The collapse continues until (at higher density) the neutrons become degenerate. A new equilibrium is possible after the star shrinks by three orders of magnitude, to a radius between 10 and 20 km. This is a neutron star. Although the first neutron star was not observed until 1967 when the first radio pulsar was discovered, neutron stars were proposed by Baade and Zwicky in 1933, only one year after the neutron was discovered in 1932. They realized that because neutron stars are so dense, the collapse of an ordinary star to a neutron star would liberate a large amount of gravitational potential energy, providing a possible explanation for supernovae. This is the explanation for supernovae of types Ib, Ic, and II. Such supernovae occur when the iron core of a massive star exceeds the Chandrasekhar limit and collapses to a neutron star. Like electrons, neutrons are fermions. They therefore provide neutron degeneracy pressure to support a neutron star against collapse. In addition, repulsive neutron neutron interactions provide additional pressure. Like the Chandrasekhar limit for white dwarfs, there is a limiting mass for neutron stars: the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, where these forces are no longer sufficient to hold up the star. As the forces in dense hadronic matter are not well understood, this limit is not known exactly but is thought to be between 2 and If more mass accretes onto a neutron star, eventually this mass limit will be reached. What happens next is not completely clear.

Қара тесіктер

Массаның артуымен, гравитациялық құлдырауға қарсы тұру тепе-теңдігі бұзылып, шегіне жетеді. Жұлдыздың қысымы гравитацияны теңестіруге жеткіліксіз болғанда, миллисекундтар ішінде катастрофалық гравитациялық құлдырау орын алады. Беттегі ең төменгі жылдамдық жарық жылдамдығының кемінде 1/3-ін құрайды, ол тез арада жарық жылдамдығына жетеді. Осы сәтте энергияның немесе материяның ешқайсысы қашып кете алмайды және қара тесік пайда болады. Барлық жарық пен материя оқиғалар горизонында тұтқындалғандықтан, қара тесік мүлдем қара болып көрінеді, бірақ өте әлсіз Хокинг сәулеленуі мүмкін. Құлдырау оқиғалар горизонының ішінде жалғаса береді деп есептеледі. Жалпы салыстырмалылық теориясы бойынша, бір ғана нүктеден артық орын алмайтын гравитациялық сингулярлық пайда болады. Катастрофалық гравитациялық құлдырау Планк ұзындығымен салыстырылатын өлшемде тоқтауы мүмкін, бірақ осы ұзындықтарда не болатынын болжауға қабілетті гравитация теориясы әлі жоқ. Қара тесікке қосымша масса қосылса, оқиғалар горизонының радиусы орталық сингулярлық массамен пропорционалды түрде артады. Бұл қара тесіктің қасиеттерінде өзгерістерге әкеледі, мысалы, оқиғалар горизонына жақын жердегі күштердің әсерін азайту және горизондағы гравитациялық өріс күшін азайту. Дегенмен, массаның артуына байланысты құрылыста ешқандай сапалық өзгеріс болмайды.

Бозон жұлдызы

Бозон жұлдызы – бозон деп аталатын бөлшектерден (қалыпты жұлдыздар фермиондардан түзіледі) құралған гипотетикалық астрономиялық нысан. Мұндай жұлдыздың болуы үшін, өзін-өзі итергіш әсерлесетін тұрақты бозон түрі болуы қажет. 2016 жылға дейін мұндай жұлдыздың бар екенін көрсететін маңызды дәлелдер жоқ. Дегенмен, оларды бір-бірінің айналысындағы бозон жұлдыздарының жұбы шығаратын гравитациялық сәулелену арқылы табуға болады.

Компактты релятивистік нысандар және жалпыланған белгісіздік принципі

Кванттық гравитацияға қатысты кейбір тәсілдер, мысалы, сап теориясы және екі рет ерекше салыстырмалылық теориясы ұсынған жалпыланған белгісіздік принципіне (GUP) негізделіп, екі түрлі компоненті бар компакт жұлдыздардың термодинамикалық қасиеттеріне GUP-тің әсері жақында зерттелді. Тауфик және авторлар тобы атап өткендей, GUP параметрі Планк шкаласы мен электроәлсіз шкала аралығында мән алғанда, кванттық гравитациялық түзетулердің болуы жұлдыздардың күйреуіне қарсы тұруға ұмтылады. Басқа тәсілдермен салыстырғанда, компакт жұлдыздардың радиусы кішірек болуы тиіс, ал энергияның артуы компакт жұлдыздардың радиусын азайтады.