Evrende neden "kara cüce" yok? Görünmesi ne kadar sürer?
"Günün ışığı azaldığında, gecenin karanlığı karşılanır." - Sylvia Ashton
Astrofizikte bir tür gök cismi vardır.Biz buna kara cüce diyoruz. Düşük kütleli yıldızların evriminin son aşamasıdır ve gerçekten yıldızların "cesedi" olarak adlandırılabilir. Herhangi bir elektromanyetik radyasyon yaymaz ve görünüşte gezegenlerden ayırt edilemeyen düşük sıcaklıkta elektronik olarak dejenere madde ve gazdan oluşur.
Evrende, beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler de dahil olmak üzere yıldızların evrimi sırasında çeşitli ara ve uç şekiller dahil olmak üzere çeşitli spektral türlerde yıldızlar keşfettik. Öyleyse, mevcut evrende siyah cüceler gibi ölümcül yıldız cesetleri var mı? Güneş benzeri bir yıldızın veya güneşten daha düşük kütleye sahip bir yıldızın nükleer yakıtı bitmesi, soğuması ve siyah bir cüce oluşturması ne kadar sürer?
Bu sorunu anlamak için yıldız yaşamının doğuşundan itibaren evrim sürecini tam olarak incelemek gerekir.
Siyah cücelerden nötron yıldızlarının doğuşu
Evrenin yıldızlararası uzayının çok sayıda gaz bulutu ile dolu olduğunu biliyoruz.Bu gaz bulutlarının yoğunluğu tekdüze değil. Yoğunluğun sadece ortalama yoğunluktan daha yüksek olmadığı, gaz bulutunun en yoğun alanı olabileceği bazı alanlar var. Bazı alanlar Yoğunluk, tüm gaz bulutunun ortalama yoğunluğundan bile daha düşük olabilir.
Yerçekimi etkisi altında, gaz bulutu, maddenin eşit olmayan dağılımı nedeniyle farklı noktalarda çökmeye başlayacaktır. Yüksek yoğunluklu alanlar giderek daha fazla maddeyi çekecek ve biraz daha düşük yoğunluklu alanlar az miktarda maddeyi emecek ve ortalamanın altında yoğunluğa sahip alanlar bu yüksek yoğunluklu alanlara aktarılacaktır. Bu bir malzeme kapma işlemidir.
Yerçekimi kontrolden çıkmış bir süreçtir, yani ne kadar çok madde olursa, çekim kuvveti o kadar büyük olur ve çevredeki maddeyi o kadar hızlı çeker. Bir gaz bulutunun boyutu genellikle yüzbinlerce ila milyonlarca ışıkyılıdır.Gaz bulutunun büyük bir dağılma durumundan nispeten sıkı bir şekilde çökmüş bir duruma dönüşmesi milyonlarca hatta on milyonlarca yıl alabilir. Ancak, çökmüş gaz bulutunun durumundan bir yıldız kümesinin doğuşuna, yani gaz bulutunun çökme noktasına kadar, yukarıdaki süreç tamamlandığı sürece, nükleer füzyonu ateşlemek yalnızca yüzbinlerce yıl alır.
Görüyorsunuz, yukarıdaki resimde gördüğünüz tüm ışıklı noktalar, malzeme yoğunluğunun görece yüksek olduğu noktalardır, malzemeyi soyma sürecinde kazandıkları için farklı boyut ve renklerde yıldızlar doğmuştur.
Bir yıldız kümesinde en göze çarpan yıldızlar en büyük kütleye, en parlak parlaklığa, en maviye ve en yüksek sıcaklığa sahip olanlardır. Kütleler genellikle güneş kütlesinin onlarca ile yüzlerce katı arasında değişir ve parlaklık güneştir. Yüzbinlerce ila milyonlarca kez. Bununla birlikte, bu tür yıldızlar genellikle nadirdir ve evrendeki toplam yıldız sayısının% 1'inden daha azını oluşturur. Dahası, bu tür yıldızlar çekirdeklerinde hızlı bir şekilde yakıt yakarlar ve şiddetli nükleer reaksiyonlara sahiptirler. Milyonlarca yıl.
Bu tür yıldızların çekirdek yakıtı bittiğinde, nükleer reaksiyon aniden duracak ve sonra muhteşem bir Tip II süpernova patlamasında ölecektir. Bunun nedeni, çekirdek füzyonu durdurduktan sonra, yerçekimi etkisi altında hızla çökecek ve büyük yerçekimi potansiyeli enerjisini serbest bırakacak, düşük kütleli çekirdek ise bir nötron yıldızına dönüşecek ve daha yüksek kütleli çekirdek tamamen çökecektir. Kara delik. Aynı zamanda, yerçekimi potansiyel enerjisinin serbest bırakılması, tüm dış maddeyi yıldızlararası ortama patlatacak ve şu anda bilinen tüm ağır elementleri oluşturacaktır.
Zengin elementlerle dolu bu gaz bulutları, uzun bir süre boyunca birçok organik moleküle bağlanacak ve yeni nesil yıldızların, kayalık gezegenlerin ve hatta yaşamın doğması için koşullar sağlayacaktır.
Oluşan kara delik, çevresinde eşlik eden yıldız veya zengin yıldızlararası ortam yoksa, tamamen siyahtır ve yalnızca düşük sıcaklıkta Hawking radyasyonu yayacaktır. Etrafta madde varsa, karadeliğin çevresinde yüksek enerjili radyasyona (X-ışınları) sahip bir madde diski ve hatta merkezde bir madde jeti oluşacaktır. Genel olarak, bir kara delik bir yıldızın son cesedidir ve tamamen siyah ve görünmezdir.
Ancak nötron yıldızları farklıdır.
Nötron yıldızları oluşum sürecinde hızlı ve şiddetli bir sıkıştırma yaşarlar.Yaşamlarımızda herhangi bir nesneyi ısıtmak için sıkıştırırız ve tabii ki nötron yıldızları aynıdır. Bir zamanlar yaklaşık yüz binlerce kilometre çapında, demir, nikel, kobalt, silikon ve kükürt bakımından zengin olan çekirdek, birkaç dakika veya daha kısa bir süre içinde, yerçekimi ile hızla sıkıştırılarak 16 kilometre çapında, hatta daha küçük yoğunluklu bir küre haline getirildi Bir öncekinin 40 milyon katına yükselen çekirdek katman, yaklaşık 10 ^ 12 K yüksek bir sıcaklığa ve yüzey maksimum yaklaşık 10 ^ 6K'ya ulaştı.
Devasa enerjiyi bu kadar küçük bir hacimde depolayan ve sıcaklık çok yüksek olan nötron yıldızları, görünür spektrumda sadece mavi-beyaz ışınlar yaymakla kalmaz, aynı zamanda X ışınları gibi büyük miktarda görünmez yüksek enerjili radyasyon da yayarlar. Bununla birlikte, büyük enerji dışarıya etkili bir şekilde yayılamazsa, enerji yalnızca nötron yıldızının çok küçük yüzey alanı boyunca dışarıya doğru yayılabilir. Yani bu süreç çok yavaş.
Peki bir nötron yıldızının soğuması ne kadar sürer? Bu süreç nötrino soğutması ve foton soğutması olarak ikiye ayrılır, çünkü nötrinolar aynı zamanda bir tür radyasyon parçacıklarıdır ve nötrinolar genellikle madde ile etkileşime girmezler, bu da üretildikten sonra nötron yıldızından hızla kaçacakları anlamına gelir. Nötrino soğutması yalnızca 10 ^ 16 yıl sürer, bu da mevcut evrenin bir milyon katıdır. Ancak nötron yıldızının içinden fotonların kaçması o kadar kolay değildir, çeşitli yüklü parçacıklarla çarpışacak ve her yöne rastgele dağılacaktır, bu nedenle spektrumun sonundaki nötron yıldızının soğuması 10 ^ 20 ila 10 ^ alabilir. 22 yılda bu özellikle uzun bir süreç oldu. Bu aynı zamanda, evrende nötron yıldızları soğuduktan sonra siyah cücelerin oluşmadığı anlamına gelir.
Nötron yıldızlarına ek olarak, daha hızlı soğuyan daha düşük yoğunluklu gök cisimleri vardır.
Beyaz Cücelerin ve Kara Cücelerin Doğuşu
Yukarıda bahsedildiği gibi, evrendeki yıldızların çoğu bu mavi ve parlak yıldızlardan daha az kütlelidir.Süpernovalar öldüklerinde ortaya çıkmayacak, ancak çekirdeği yavaş ve orta derecede küçülerek beyaz bir cüceye dönüşecektir. Genellikle bir beyaz cüce yıldızın doğum süreci onbinlerce yıl sürer ve kısa sürede oluşmaz.
Ayrıca nötron yıldızlarından çok daha büyük olan ve genellikle Dünya'nın büyüklüğünde olan beyaz cüceler de vardır.Bu, beyaz cücelerin sıcaklığının güneşinkinden üç kat daha yüksek olan 20.000 K'yı aşmasına rağmen, soğuma hızının nötron yıldızlarından çok daha hızlı olduğu anlamına gelir.
Beyaz cücelerin soğuması aynı zamanda uzaya enerji yayan yüzeye de bağlıdır. Bir beyaz cüceyi mutlak sıfırın birkaç derece üzerindeki bir sıcaklığa soğutmak istiyorsanız, zaman ölçeği yaklaşık 10 ^ 14 ila 10 ^ 15 yıldır.
Yani, yaklaşık 10 trilyon yıl içinde veya evrenin şu anki yaşının yaklaşık 1000 katı bir sürede, bir "beyaz cücenin" sıcaklığı düşerek görünür ışık aralığını terk edecek. O zaman, evren yepyeni bir gök cisimine sahip olacak: Siyah kısa star.
Yani özetle, bugün evrende siyah cüceler yok çünkü evrenimiz çok genç. Bilim adamlarının tahminlerine göre, en düşük enerjiye sahip ilk beyaz cüce evrende doğduğundan beri, toplam ısısının% 0,2'sinden daha azını kaybetti. Bu bize gerçek bir siyah cüce bulmak istiyorsak, uzun bir zaman ölçeğinden geçmemiz gerektiğini söylüyor.
Şu anda, evrenimiz çeşitli yıldızlarla dolu, birbirlerinden çok uzaktalar ve farklı galaksi yapıları oluşturuyorlar.Ancak ilk siyah cüce yıldızın ortaya çıkmasını beklediğimizde, yerel galaksi grubumuz zaten büyük bir grup halinde birleşmişti. Güneş de dahil olmak üzere eliptik galaksilerdeki yıldızların çoğu yandı ve öldü.Evrendeki geri kalan yıldızlar yalnızca en düşük kütleli kırmızı cüceler ve başarısız olanlar: kahverengi cüceler.
