بعد "حرق" الوقود النووي الحراري في النجم ، الكتلة التي يمكن مقارنتها بكتلة الشمس ، في الجزء المركزي (الأساسي) تصبح كثافة المادة عالية بحيث تتغير خصائص الغاز بشكل جذري. يسمى هذا الغاز المنحل ، والنجوم المكونة منه هي نجوم متحللة.

بعد تكوين نواة متحللة ، يستمر حرق النوى الحراري عند المصدر من حوله ، والذي يكون على شكل طبقة كروية. في هذه الحالة ، يتحول النجم إلى عملاق أحمر. ويصل غلاف هذه النجوم إلى أبعاد هائلة - مئات من نصف قطر الشمس - وينتشر في الفضاء على مدى فترة تتراوح بين 10 و 100 ألف سنة. في بعض الأحيان ينظر إلى الغلاف المهملة على أنه سديم كوكبي. يبرد الجزء الساخن المتبقي تدريجيا ويتحول إلى قزم أبيض تتعارض فيه قوى الجاذبية مع ضغط غاز الإلكترون المنحل ، مما يضمن استقرار النجم. مع كتلة بالقرب من دائرة نصف قطرها الشمسية من قزم أبيض هو فقط بضعة آلاف من الكيلومترات. وكثيرا ما يتجاوز متوسط ​​كثافة المادة فيها 109 كجم / م 3 (طن لكل سنتيمتر مكعب).

كان من الممكن تقدير الكثافة المكانية للأقزام البيضاء: تبين أنه يجب أن يكون هناك حوالي 100 نجم في كرة ذات نصف قطر 30 سنة ضوئية. السؤال الذي يطرح نفسه: هل تصبح كل النجوم أقزامًا بيضاء في نهاية مسارها التطوري؟ إن لم يكن ، ما هو جزء من النجوم التي تدخل في مرحلة القزم الأبيض؟ تم اتخاذ الخطوة الأكثر أهمية في حل المشكلة عندما رسم الفلكيون مكانة النجوم المركزية للسدم الكوكبية على مخطط درجة حرارة الإضاءة. لفهم خصائص النجوم الموجودة في مركز السدم الكوكبية ، والنظر في هذه الأجرام السماوية. في الصور ، يبدو السديم الكوكبي مثل كتلة ممتدة من الغاز الإهليلجي مع نجم ضعيف ولكن حار في المركز. في الواقع ، هذه الكتلة هي عبارة عن قذيفة معقدة ومتحدة المركز تتوسع بسرعة 15-50 كم / ثانية. على الرغم من أن هذه التشكيلات تشبه الحلقات ، إلا أنها في الحقيقة قذائف وسرعة حركة غاز مضطرب فيها تصل إلى 120 كم / ثانية تقريبًا. اتضح أن أقطار العديد من السدم الكوكبية ، والتي كان من الممكن قياس المسافة ، هي من أجل 1 سنة ضوئيةأو حوالي 10 تريليون كيلومتر

بالتوسع في المعدلات المشار إليها أعلاه ، يصبح الغاز الموجود في القذائف مفرغًا ولا يمكن تحفيزه ، وبالتالي لا يمكن رؤيته بعد 100000 عام. لقد ولدت العديد من السدم الكوكبية التي نراها اليوم في آخر 50000 سنة ، ويقترب عمرهم النموذجي من 20000 سنة. والنجوم المركزية لهذه السدم هي أهم الأجسام بين تلك المعروفة في الطبيعة. تتراوح درجة حرارة سطحها من 50 إلى 1 مليون. ك. بسبب درجات الحرارة المرتفعة بشكل غير معتاد ، يحدث معظم الإشعاع النجمي في المنطقة فوق البنفسجية البعيدة من الطيف الكهرومغناطيسي.

يتم امتصاص هذا الإشعاع فوق البنفسجي وتحويله وإعادة إنبعاثه بواسطة غاز الغلاف في المنطقة المرئية من الطيف ، مما يسمح لنا بمراقبة القشرة. هذا يعني أن القذائف أكثر إشراقا من النجوم المركزية - التي هي في الواقع مصدر الطاقة - لأن كمية الإشعاع الهائلة التي يصدرها النجم تأتي من الجزء غير المرئي من الطيف. من تحليل لخصائص النجوم المركزية للسدم الكوكبية ، فإن ذلك يعني أن القيمة النموذجية لكتلتها تقع في نطاق 0.6-1 كتلة الشمس. ولتخليق العناصر الثقيلة في أعماق النجم ، هناك حاجة إلى كتل كبيرة. كمية الهيدروجين في هذه النجوم غير ذات دلالة. ومع ذلك ، فإن قذائف الغاز غنية بالهيدروجين والهيليوم.

يعتقد بعض علماء الفلك أن 50-95 - جميع الأقزام البيضاء لم تنشأ من السدم الكوكبية. وهكذا ، على الرغم من أن بعض الأقزام البيضاء ترتبط بالكامل بسدم كوكبية ، فإن نصفها أو أكثر منها على الأقل نشأ من نجوم متتالية رئيسية لا تمر عبر مرحلة السديم الكوكبي. الصورة الكاملة لتشكيل الأقزام البيضاء هي ضبابية وغير مؤكدة. هناك الكثير من التفاصيل المفقودة ، في أحسن الأحوال ، لا يمكن بناء وصف العملية التطورية إلا باستنتاجات منطقية. ومع ذلك ، فإن الاستنتاج العام هو: تفقد العديد من النجوم بعض المواد في طريقها إلى نهايتها ، على غرار مرحلة القزم الأبيض ، ثم تختبئ في "مقابر" سماوية في شكل أقزام سوداء غير مرئية. إذا كانت كتلة النجم تقارب ضعف كتلة الشمس ، فإن هذه النجوم تفقد ثباتها في المراحل الأخيرة من تطورها. يمكن أن تنفجر مثل هذه النجوم باسم المستعرات العظمى ، ثم تتقلص إلى حجم الكرات التي يبلغ نصف قطرها عدة كيلومترات ، أي تتحول إلى نجوم نيوترونية.

ردود الفعل النووية داخل القزم الأبيض لا تذهب. يحدث الوهج بسبب بطء التبريد. المخزون الرئيسي للطاقة الحرارية من القزم الأبيض ويرد في الحركات التذبذبية من الأيونات ، والتي ، في درجة حرارة أقل من 15 ألف كلفن تشكل شعرية الكريستال. من الناحية التقصيرية ، الأقزام البيضاء هي بلورات ساخنة عملاقة. تدريجياً ، تنخفض درجة حرارة سطح القزم الأبيض ويتوقف لون النجم الأبيض (بالألوان) - بل هو قزم بني أو بني. كتلة الأقزام البيضاء لا يمكن أن تتجاوز قيمة معينة - وهذا ما يسمى بحدود شاندراسيخار (بعد الفيزياء الفلكية الأمريكية ، الهندية في الأصل ، سوبراهمانيان شاندراسيخار) ، هو حوالي 1.4 كتلة شمسية. إذا كانت كتلة النجم أكبر ، فإن ضغط الإلكترونات المنحلة لا يمكنه تحمل قوى الجاذبية ، وفي غضون ثوان يحدث ضغط كارثي للقزم الأبيض - الانهيار. أثناء الانهيار ، تزداد الكثافة بشكل كبير ، حيث تتحد البروتونات مع الإلكترونات المنحلعة وتشكل النيوترونات (وهذا ما يسمى نيوترونز المادة) ، وطاقة الجاذبية المنطلقة تحمل في الغالب النيوترونات. ما الذي ينتهي هذه العملية؟ في وجهات النظر الحديثةيمكن أن يتوقف الانهيار عند كثافة تبلغ حوالي 1017 كجم / م 3 ، عندما تصبح النيوترونات نفسها متدهورة ، ثم يتم تشكيل نجم نيوتروني. اما الطاقة المنطلقة بالكامل تدمر القزم الابيض - ويتحول الانهيار بشكل اساسي الى انفجار.

البقايا النجمية الميتة من المادة المظلمة ، تتصادم مع بعضها البعض ، مبعثرة في الفضاء الخارجي ، وأخيرا ، تتفكك ، تاركة في عدم وجود.

العقد الكوسفي الخامس عشر ، في مكان ما بالقرب من سطح قزم أبيض:

تشبثت ميراندا بالكوة على متن المركبة الفضائية للنظر إلى عالمها للمرة الأخيرة. عندما بدأت الاستعدادات للإطلاق ، شعرت في الوقت نفسه بالحزن والإثارة التي تسببها هذه الفرصة القريبة لترك هذه الحضارة ومحاولة إيجاد مكان جديد لتأسيس المستعمرة. كانت منصة المعادن الكروية الممتدة تحتها مسطحة لدرجة أن انحناء سطحها ظل غير قابل للتمييز. هذا الهيكل الشاسع مع المدن المضيئة البراق والمناظر الطبيعية لأجيال لا تعد ولا تحصى بمثابة ملاذ لأسلافها.

السطح المعدني الذي تقع عليه المستعمرة ، محاطًا تقريبًا تمامًا بالقزم الأبيض المتبلور. تم تصميم هذا التصميم بدقة تامة ، مما جعل من الممكن التقاط الطاقة الإشعاعية المنخفضة التي لا يزال ينتجها هذا الجزء المتبقي من نجم ميت. وبفضل العملية الطبيعية لالتقاط المادة المظلمة وإزالتها ، طور القزم الأبيض طاقة تكفي لإدامة مليار مواطن. الآن ، عندما نما عدد السكان ، كذلك الحاجة إلى الموارد. لقد حان الوقت للعثور على موطن جديد.

وفكرت في التفكير ، تخيل ميراندا ما كان يمكن أن يكون عليه الماضي البعيد ، حيث ولدت النجوم الشابة الساطعة من العديد من الغيوم الهيدروجينية. كم يبدو أنها مختلفة مثل السماء ، مضاءة بمليارات النجوم ، في كل مجرة. لكن هذا الكون المسرف في الماضي قد مات منذ زمن طويل. كيف يمكن لمن يعيش فقط بضع مئات من السنين ، بشكل عام ، أن يدرك تماما الفترات الزمنية التي تساوي تريليونات السنين؟ عندما أغلقت عينيها ، عاكسة على هذا اللغز ، رفعت المركبة بلطف عن السطح.

في هذه الأثناء ، تحت سطح القزم الأبيض ، وقعت أحداث غير ضارة ذات أهمية كبيرة. وبصورة بطيئة وغير محسوسة للمخلوقات ذات الدم الحار التي تعيش على السطح ، نمت الجزيئات الكبيرة تدريجيا إلى سلاسل أطول أثناء التفاعلات الكيميائية. هذه الزيادة في التعقيد تم إطلاقها بواسطة رشقات عشوائية من الإشعاع عالي الطاقة المتسرب من أعماق النجم. وبينما تشبث ميراندا وعِرقها بالوجود في عالم متزايد القساوة ، بدأ تجميع لبنات البناء لتشكيل نوع جديد من البيولوجيا لأول مرة.

ماذا يحدث عندما تتوقف النجوم عن السطوع؟ في غضون مائة تريليون سنة ، ستضيق الأجيال الأخيرة من النجوم من الغيوم البينستية المنهكة ، وحتى تطور العديد من الأقزام الحمراء التي لا تزال حية سيصل إلى نهايته تدريجيا. بمجرد أن تتحول الدورة الديناميكية للولادة وموت النجوم إلى ذاكرة بسيطة ، سيغير الكون مزاجه ، ويعيد تجديد محتوياته ويواصل تطوره.

عندما يدخل الكون عصر الاضمحلال، التغييرات أصبحت واضحة جدا. أصبحت النجوم العادية ، الموجودة بسبب حرق الهيدروجين ، بقايا نجمية: الأقزام البنية ، والأقزام البيضاء ، والنجوم النيوترونية ، والثقوب السوداء. وعلى الرغم من أن هذه الأشياء قد تبدو باردة ومؤلمة ، إلا أنها ستكون مصدرًا للعمل والإثارة في الكون. الساعات التي تقيس سرعة نشر الأحداث ، تذهب أبطأ بكثير. تبدأ الأحداث الفيزيائية الفلكية ، والتي ، بسبب ضيق الوقت ، لا يمكن أن تحدث في الكون الحديث.

تلبية بقايا نجم degenerate

إن كتلة البقايا النجمية تخدم كنوع من "بيضة العش" في فترة الاضمحلال. لقد التقينا بالفعل مع هذه الطبقة من الكائنات المنحلة في الفصل السابق. خلال هذه المجموعة من بقايا النجوم ، كانت نتيجة التطور النجمى الذى استمر لتريليونات السنين أربع فئات عادية: الأقزام البنية ، والأقزام البيضاء ، والنجوم النيوترونية ، والثقوب السوداء (انظر الشكل 13). ومع ذلك ، من أجل الاكتمال ، يجب ألا ننسى إمكانية وجود الخيار الخامس. عندما ينشأ عدم الاستقرار في نجم عادي كبير إلى حد ما ، فإن انفجار المستعر الأعظم يمكن أن يكون في بعض الأحيان قوياً لدرجة أن كل المادة النجمية متناثرة في الفضاء. بكلمات أخرى لا يبقى شيء. مثل هذه النتيجة هي انتصار سريع وحاسم للديناميكا الحرارية في معركتها مع قوة الجاذبية. في الحالات الأربع الأخرى ، لا تستسلم الجاذبية بسهولة.

التين. 13. يبين الرسم البياني الأيسر العدد النسبي للنجوم المولودة في نطاقات الكتلة المختلفة. أكبر قطاع للأقزام البنية التي يتراوح كتلها بين 0.01 و 0.08 من كتلة الشمس. يتم تخصيص قطاع كبير آخر تحت الأقزام الحمراء ، كتلتها تقع بين 0.08 و 0.43 كتلة شمسية. يحتوي القطاع الكبير التالي على نجوم متوسطة الوزن تتراوح من 0.43 إلى 1.2 كتلة شمسية ، وتندرج النجوم الضخمة في نطاق يتراوح بين 1.2 إلى 8 كتل شمسية ، في حين أن أصغر قطاع مخصص للنجوم الثقيل الذين تتجاوز كتلتهم ثمانية كتل شمسية. . يبين الرسم البياني الصحيح توزيع البقايا النجمية - وهي كائنات بقيت في نهاية التطور النجمي. الأقزام البنية لا تزال الأقزام البنية ، ولكن معظم النجوم (كتلة أقل من ثمانية كتل شمسية) إكمال حياتهم في شكل أقزام بيضاء. وفقط جزء صغير من النجوم ، التي يتجاوز كتلة كتلتها الشمسية ثمانية ، يمكن أن تتحول إلى ثقوب سوداء ونجوم نيوترونية. إن حجم القطاع المخصص للثقوب السوداء والنجوم النيوترونية مبالغ فيه من أجل الوضوح.

أقزام بنية

الأقزام البنية أكبر من الكواكب ، ولكنها أصغر من النجوم العادية وتمثل أخف نوع من المخلفات المتحللة. هؤلاء هم الخاسرون النجوم - بمعنى أن إشعال الهيدروجين النووي لا يمكن أن يحدث في أعماقهم. ليس لديهم إمكانية الوصول إلى المصدر المعتاد للطاقة النجمية ، ونتيجة لذلك من المقدر لهم أن يستمروا في قيادة حياة متواضعة من التبريد والضغط.

هناك عدة أسباب مادية لعدم قدرة الأقزام البنية على التحول إلى النجوم. واحدة من أهمها أن معدلات التفاعلات النووية حساسة للغاية للتغيرات في درجات الحرارة. تؤدي أدنى زيادة في درجة الحرارة في الجزء الداخلي من النجم إلى زيادة كبيرة في الطاقة الناتجة في عملية تخليق الهيدروجين. ونتيجة لذلك ، فإن درجة الحرارة التي يتم فيها إنتاج الهيدروجين في النجوم تكون دائمًا قريبة من عشرة ملايين درجة كلفن. (بمجرد أن يصبح جوهر النجم أكثر حرارة ، فإن الزيادة في الطاقة الزائدة تجعله يتوسع ويبرد.) علاوة على ذلك ، مع بقاء درجة الحرارة ثابتة عند عشرة ملايين درجة ، مع انخفاض كتلة النجم ، تزداد الكثافة الأساسية له. يجب أن تتقلص النجوم الصغيرة بقوة أكبر حتى تصل إلى درجة حرارة مركزية تبلغ عشرة ملايين درجة ، مما يعني أنها أكثر كثافة من النجوم الكبيرة. القشة الأخيرة هي أن الضغط الناتج عن المادة المنحلة يزداد بسرعة مع زيادة الكثافة. بمعنى ، إذا حاولت ضغط جزء من مادة متحللة ، فسيكون من الصعب جدًا ومقاومة الانضغاط.

إذا قمت بربط كل الظواهر المذكورة أعلاه معًا ، يصبح من الواضح لماذا يجب أن تكون النجوم ، من أجل حرق الهيدروجين ، كتلة تتجاوز حدًا معينًا. مع انخفاض كتلة النجم ، تزداد كثافة مناطقها الداخلية. ومع ذلك ، إذا كانت هذه الكثافة تصل إلى حد كبير ، فإن ضغط الغاز المنحل يهيمن على الضغط الحراري الطبيعي ويحافظ على النجوم حتى تصل درجة الحرارة إلى عشرة ملايين درجة المطلوبة. وبالتالي ، فإن حدوث ضغط الغاز المنحل يخلق أقصى درجة حرارة للمركز ، والتي يستطيع النجم الوصول إلى كتلة معينة. لا تصل درجة حرارة المركز القصوى للنجوم الصغيرة إلى عشرة ملايين درجة - وهي القيمة التي يحرق بها الهيدروجين. إذا كان هناك جسم يطمح ليصبح نجمًا أيضًا كتلة منخفضةلا يمكنه حرق الهيدروجين ، وبالتالي لن يصبح نجمًا حقيقيًا.

إن أصغر النجوم القادرة على دعم تفاعلات الاندماج النووي لديها كتلة تبلغ حوالي 8٪ من وزن الشمس. الأجسام النجمية ، التي لا تصل كتلتها إلى هذا الحد الأدنى ، هي أقزام بنية. إن الحجم الشعاعي لقزم بني مماثل تقريباً لحجم نجم صغير عادي - عُشر حجم الشمس ، أو حوالي عشرة أضعاف حجم الأرض. السمة الهامة الأخيرة للأقزام البنية هي تركيبتها الكيميائية. وبسبب حقيقة أنها لا تفعل شيئًا في الواقع ، فإن هؤلاء المربين شبه النجوم يحتفظون بشكل كامل تقريباً بوفرة العناصر التي يولدون بها. لذلك ، فهي تتكون أساسا من الهيدروجين.

في السنوات القليلة الماضية ، اكتشف الفلكيون المزيد والمزيد من الأقزام البنية الجديدة ، وفي الواقع ، يعتقد العلماء أن هناك عددًا كبيرًا منهم في الكون. ربما تحتوي مجرة ​​بحجم درب التبانة على مليارات من الأقزام البنية. وعلى الرغم من أن الأقزام البنية حتى الآن لم يكن لها تأثير كبير على الكون ، فإن هذه النجوم الفاشلة ستظهر نفسها عندما يكبر الكون. في فترة الاضمحلال ، ستحتوي الأقزام البنية على معظم الهيدروجين غير المحروق الذي سيبقى في تلك اللحظة في الكون.

أقزام بيضاء

يتحول عدد كبير من النجوم ، بما في ذلك شمسنا ، في نهاية حياتهم إلى أقزام بيضاء. على الرغم من حقيقة أن النجم الخافت ، الذي تساوي كتلته 8 في المائة فقط من الشمس ، يكون أخف مئة مرة من النجم الحار بكتلة من ثمانية أشعة ، ينبعث منها ضوء يساوي ضوء ثلاثة آلاف شموس ، كلاهما مقدر له أن يتحول إلى اللون الأبيض عند نهاية تطوره. الأقزام. في الوقت الذي تنتهي فيه النجوم ، ستحتوي مجرتنا على ما يقرب من تريليون من الأقزام البيضاء ونحو نفس القزم البني. الأقزام البيضاء على حدة لديها كتلة أكبر بكثير ، لذلك سوف تحتوي على أكبر جزء من المادة baryonic المعتادة من الكون.

متوسط ​​قيمة النطاق الكلي للأقزام البيضاء أقل قليلاً من كتلة الشمس. أصغر النجوم السلف ، عندما تتطور وتصبح قزما بيضاء ، تفقد جزء صغير جدا من كتلتها. في المرحلة الأخيرة من التطور ، يتحول قزم أحمر صغير إلى قزم أبيض من نفس الكتلة تقريبًا. نجوم مثل الشمس ، التي من المقرر أن تنتفخ في عمالقة حمراء ، تفقد حصة أكبر بكثير من الكتلة الأصلية. الشمس ستنتج قزم أبيض بكتلة 0.6 الشمسية. على النقيض من ذلك ، تفقد النجوم الأكبر ، التي تحولت إلى أقزام بيضاء ، معظم كتلتها. على سبيل المثال ، سيتحول نجم ذو كتلة من ثمانية شمعات في نهاية حياته إلى قزم أبيض بكتلة من 1.4 كتلة شمسية. أما الكتلة المتبقية فستحملها الرياح النجمية عندما يكون النجم في المرحلة الحمراء العملاقة. ستعود هذه المسألة النجمية إلى الوسط البينجمي ، حيث سيتم إعادة استخدامها.

تلك الأقزام البيضاء التي نراها في السماء اليوم تنتمي إلى النصف الأعلى من مجموعة الكتل المحتملة لهذه النجوم. بسبب عمر الكون الصغير نسبيًا ومحتوياته النجمية ، حتى الآن فقط ماتت تلك النجوم التي تتجاوز كتلتها كتلة الشمس بمقدار 0.8 مرة. النجوم الأصغر حجمًا أكبر بكثير ، ويعيشون لفترة أطول. النجوم الأصغر (التي تكون كتلتها قريبة من الحد الأدنى يساوي 0.08 من كتلة الشمس) بدأت لتطورها. ومع ذلك ، في المستقبل البعيد ، حتى هذه النجوم ستحترق وتتحول إلى أقزام بيضاء. مع بداية حقبة الاضمحلال ، سيكون لدى الأقزام البيضاء الأكثر شيوعا كتل صغيرة نسبيا.

يمتلك القزم الأبيض مع كتلة نموذجية تبلغ 0.25 كتلة شمسية نصف قطره 14000 كيلومتر ، أي حوالي نصف قطر الأرض. من الغريب أن الأقزام البيضاء الثقيلة أصغر. يمتلك القزم الأبيض ، الذي يعادل كتلة الشمس ، دائرة نصف قطرها 8700 كيلومتر فقط. إليك بعض الخصائص الغريبة للأقزام البيضاء: فالكائنات الأكثر ضخامة أصغر حجمًا ، نظرًا لأنها تتكون من مادة متحللة. هذه الخاصية الغريبة معارضة تمامًا لخصائص المادة العادية. إذا قمت بزيادة كتلة الحجر ، فإنه يصبح أكبر حجما وحجمه. إذا زادت كتلة القزم الأبيض ، فإنها تنكمش!

لماذا الأقزام البيضاء مرئية على الإطلاق؟ إذا كانت هذه الكائنات هي النتيجة النهائية للتطور النجمي ، الذي يحدث بعد الانتهاء من عمليات الاندماج الحراري النووي ، فكيف تتألق هذه النجوم؟ هذه البقايا النجمية تحتوي على مخزون ضخم من الطاقة الحرارية المتبقية من فترة النيران في حياتهم. يشع هذا المخزن الهائل للحرارة الطاقة إلى الفضاء ببطء شديد. ونتيجة لذلك ، يمكن رؤية الأقزام البيضاء في السماء. ومع تقدمهم في العمر ، تصبح النجوم أكثر برودة وأكثر تشعّاً ضعيفًا ، مما يذكّرنا تمامًا بالجمر المثبط للنار. يستغرق المليارات من السنين لتبرد قزم أبيض تمامًا - وهو وقت مماثل لعصر الكون الحديث. عندما تدخل الكون ، بعد تريليونات من السنين من الآن ، حقبة من الاضمحلال ، سوف يصل القزم الأبيض إلى درجة الحرارة الباردة للنيتروجين السائل. يتم منع المزيد من التبريد من خلال مصدر داخلي غير عادي للطاقة ، والذي سنستكشفه في هذا الفصل بعد قليل.

الخاصية الغريبة للأقزام البيضاء التي لها حجم أكبر مع كتلة أصغر تثير سؤالاً آخر. ماذا يحدث مع انخفاض ثابت في كتلة البقايا النجوم المنحل؟ هل هذا الجسم يتزايد تدريجياً؟ لا. هناك بعض القيود. كلما قلت الكتلة وزاد حجم النجم ، تنخفض كثافة المادة. وبمجرد أن تنخفض الكثافة إلى ما دون مستوى حرج معين ، تتوقف المادة عن التدهور ولن تتصرف بطريقة غير منطقية. عندما تكون كتلة النجم صغيرة جدًا بحيث لا يمكن أن تتدهور ، فإنها تتصرف كالمواد العادية. وبالتالي ، يجب أن يكون لأي كائن شبيه بالنجوم بعض الكتلة الدنيا لكي يتدهور. هذه الكتلة هي حوالي ألف جزء من كتلة الشمس ، التي تساوي تقريبا كتلة المشتري. الأجسام الخفيفة ، التي لا تتجاوز كتلتها كتلة الألف من كتلة الشمس ، لا تُظهر خصائص مادة متحللة. يتصرفون مثل المادة العادية وتسمى الكواكب.

من ناحية أخرى ، لا يمكن للأقزام البيضاء أن تكون ضخمة للغاية. قزم أبيض ثقيل جدا يتوقع انفجارا قويا. كلما ازدادت الكتلة ، يصبح القزم الأبيض أصغر وأكثر كثافة ، ونتيجة لذلك يكون الضغط العالي مطلوبًا للحفاظ على النجم في صراعه مع قوة الجاذبية المعارضة. للحفاظ على هذا الضغط العالي ، في هذه الحالة ضغط الغاز الإلكترون المنحل ، يجب أن تتحرك الجسيمات بشكل أسرع. عندما تصل الكثافة إلى هذه القيمة الكبيرة التي تقتربها السرعة المطلوبة للجسيمات من سرعة الضوء ، يبدأ النجم في الدخول في مشكلة كبيرة. تحدد نظرية أينشتاين النسبية حدًا صارمًا في أي سرعة: لا يمكن للجزيئات أن تتحرك بسرعة تفوق سرعة الضوء. عندما يصل النجم إلى الحالة التي يجب أن تتحرك فيها الجسيمات بسرعة تفوق سرعة الضوء ، فإنه محكوم عليه بالفشل. تتغلب الجاذبية على ضغط الغاز المنحل ، وتؤدي إلى انهيار كارثي ، مما يؤدي إلى انفجار نجم - انفجار سوبرنوفا. في الحجم ، يمكن مقارنة هذه الومضات المدهشة مع تلك التي تشير إلى موت النجوم الضخمة (كما قلنا في الفصل السابق).

لتجنب الزوال الناري في انفجار السوبرنوفا ، يجب أن يكون القزم الأبيض كتلة لا تتجاوز 1.4 كتلة شمسية. يسمى هذا النطاق الشامل الحيوي شاندراسيخار الشامل، تكريما للفيزيائي الفلكية المعلقة س. Chandrasekhar. في سن الثامنة عشرة ، وجد هذا الحد الشامل من خلال الحسابات خلال رحلة المحيط من الهند إلى المملكة المتحدة ، حتى قبل أن يبدأ دراساته العليا في جامعة كامبريدج في 1930s. في وقت لاحق ، لمساهمته في الفيزياء الفلكية ، حصل على جائزة نوبل في الفيزياء.

النجوم النيوترونية

على الرغم من الكثافة العالية بشكل لا يصدق للأقزام البيضاء ، فإن النجم النيوتروني هو شكل أكثر كثافة من المادة النجمية. الكثافة النموذجية لقزم أبيض يتجاوز كثافة الماء "فقط" مليون مرة. ومع ذلك ، فإن النوى الذرية تكون أكثر كثافة - حوالي الكوادريليون (10 15) مرة أكثر كثافة من الماء ، أو أكثر بمليار مرة من القزم الأبيض. إذا تم ضغط النجم على كثافة عالية بشكل لا يصدق من النواة الذرية ، يمكن أن تصل المادة النجمية إلى تكوين غريب ولكن مستقر. عند هذه الكثافات العالية ، تفضل الإلكترونات والبروتونات أن تكون موجودة في شكل نيوترونات ، بحيث تكون كل المادة في جوهرها على شكل نيوترونات. هذه النيوترونات تتدهور ، والضغط الناجم عنها ، مرة أخرى بسبب تشغيل مبدأ عدم اليقين ، يقيد النجم من انهيار الجاذبية. النجم النيوتروني الذي يتشكل نتيجة لذلك ، فهو يشبه إلى حد كبير نواة ذرية منفصلة ذات أحجام هائلة.

من الطبيعي أن تتحقق الكثافة العالية التي لا يمكن تصوّرها الضرورية لتشكيل نجم نيوتروني خلال الانهيار الذي يختبره النجم الهائل في نهاية حياته. تتحول المنطقة المركزية للنجم الذي وصل إلى مرحلة متأخرة من التطور إلى قلب الحديد المتدهور ، والذي يتم ضغطه أثناء انهيار الجاذبية ، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم ، وبعد ذلك يظل نجم نيوتروني في الغالب. بالإضافة إلى ذلك ، قد تتكون النجوم النيوترونية نتيجة انهيار الأقزام البيضاء. إذا زاد القزم الأبيض ببطء كتلته ، واكتسبه من قمر صناعي نجوم ، فإنه يتمكن في بعض الأحيان من تجنب الموت في وميض مستعر أعظم ويتقلص ، ويتحول إلى نجم نيوتروني.

بالمقارنة مع الأقزام البيضاء والبنية ، فإن النجوم النيوترونية نادرة نسبياً. بعد كل شيء ، يمكن تشكيلها فقط كنتيجة لوفاة النجوم ، التي تزيد كتلتها عند الولادة أكثر من ثمانية أضعاف كتلة الشمس. تمثل هذه النجوم الضخمة فقط "ذيل" الكتلة العالية لتوزيع الكتل النجمية. الغالبية العظمى من النجوم صغيرة للغاية. فقط كل أربع مئة نجم تولد كبيرة بما فيه الكفاية لتنفجر وتترك وراءها نجم نيوتروني. ولكن حتى مع وجود مثل هذه الفرص الصغيرة ، فإن مجرة ​​كبيرة بما فيه الكفاية ستحتوي على ملايين النجوم النيوترونية.

كتلة نجم نيوتروني نموذجي تبلغ حوالي مرة ونصف كتلة الشمس. كما هو الحال في حالة الأقزام البيضاء ، التي توجد بسبب ضغط غاز الإلكترون المنحل ، فإن ضغط النيوترون المنحل ليس قادرًا على دعم بقية نجم كتلة كبيرة بشكل تعسفي. إذا أصبحت الكتلة كبيرة للغاية ، تتغلب الجاذبية على ضغط الغاز المنحل وينكمش النجم. تكمن أقصى كتلة ممكنة من نجم نيوتروني في الفاصل الزمني بين اثنين وثلاث كتل من الشمس ، لكننا لا نعرف قيمتها بالضبط. ومع الكثافة العالية التي لا تصدق والتي تصل إليها المادة في مركز نجم نيوتروني ، فإنها تستحوذ على خصائص غريبة وغير محددة إلى حد ما. على الرغم من حقيقة أن النجوم النيوترونية أثقل من الشمس ، فإن نصف قطرها صغير للغاية: عشرة كيلومترات فقط. يشير الحجم الصغير ، مقترناً بكتلة كبيرة إلى كثافة لا تصدق من المادة. إن السنتيمتر المكعب من مادة (حجم مكعب السكر) الذي يصنع نجمًا نيوترونيًا يزن ما يقرب من مليار من الفيلة!

الثقوب السوداء

الموت الرابع المحتمل للنجم هو تحوله إلى ثقب أسود. بعد انفجار وانقراض النجوم الأكثر ضخامة ، قد يظل الجسم الذي تتجاوز كتلته الحد الأقصى المسموح به للنجم النيوتروني (القيمة بين اثنين وثلاث كتل شمسية). لا يمكن وجود بقايا نجمية ضخمة بما فيه الكفاية بسبب ضغط الغاز المنحل ويجب أن ينهار ، ليصبح ثقبًا أسود. وبالمثل ، يمكن للأقزام البيضاء المكونة بالكامل والنجوم النيوترونية اكتساب كتلة إضافية ، عادة من النجوم المصاحبة لها ، وتصبح أكبر من أن تكون موجودة بسبب ضغط الغاز المنحل. يجب أيضًا أن تنهار المخلفات الثقيلة التي تظهر نتيجة لذلك ، ويمكن أن تشكل أحيانًا ثقوبًا سوداء.

الثقوب السوداء هي مخلوقات غريبة: حقول جاذبيتها قوية لدرجة أنه حتى الضوء لا يمكنه تركها. في الواقع ، هذه الخاصية هي بمثابة السمة المميزة للثقوب السوداء. بالنسبة لهذه الأشياء ، تتجاوز السرعة الكونية (السرعة المطلوبة للابتعاد عن السطح) سرعة الضوء. بسبب السرعة النسبية للسرعة التي يفرضها آينشتاين ، لا شيء يتحرك أسرع من سرعة الضوء - لا الجسيمات ولا الإشعاع يمكن أن يترك الثقب الأسود. ومع ذلك ، فإن هذا البيان الصارم بلا شك ليس صحيحًا تمامًا بسبب تشغيل مبدأ عدم اليقين في Heisenberg. بعد فترة طويلة من الزمن ، لا يزال يتعين على الثقوب السوداء التخلي عن الجماهير المحجوزة بقوة في قبضتها ، لكن هذا لن يحدث إلا بعد مرور فترة طويلة على انتهاء فترة الانهيار.

الثقوب السوداء المدمجة بشكل لا يصدق. ثقب أسود مع كتلة من الشمس لديه نصف قطره لا يتجاوز بضعة كيلومترات (حوالي ميل واحد). وكمثال آخر ، نلاحظ أن الثقب الأسود بحجم كرة البيسبول هو أثقل خمس مرات من الأرض. هذه الأجسام النجمية المتميزة لديها العديد من الخصائص الغريبة الأخرى ، والتي سيتم مناقشتها في الفصل التالي.

والنجوم الضخمة نادرة نسبيا ، والثقوب السوداء التي تشكلها أكثر ندرة. أقل من نجم واحد من أصل ثلاثة آلاف لديه فرصة ليصبح ثقب أسود بعد الانتهاء من تلك المرحلة من حياته التي تحرق فيها الهيدروجين. بسبب هذه الندرة ، لن تلعب هذه النجوم النجمية دورًا مهمًا حتى ينتهي عصر الانهيار.

بالإضافة إلى الثقوب السوداء الناتجة عن موت النجوم ، فإن كوننا مأهول بنوع آخر من هذه الأشياء. تقع الثقوب السوداء التي تنتمي إلى هذه الفئة الثانية في مراكز المجرات. بالمقارنة مع الثنائيات النجمية ، هذه الثقوب السوداء الهائلة ضخمة حقا. تتراوح كتلتها ما بين مليون إلى عدة مليارات كتلة شمسية. وعلى سبيل المقارنة ، يبلغ نصف قطر الثقب الأسود الفعلي ، الذي تبلغ كتلته كتلة مليون شمس ، حوالي أربعة أضعاف نصف قطر الشمس.

تصادم المجرات

في الوقت الحاضر ، يحتوي مجرتنا ، درب التبانة ، على مائة مليار نجمة مضيئة ، والتي تبدو معاً مثل فرقة متوهجة ضعيفة تمتد عبر سماء الليل. في عصر التسوس ، ستكون السماء سوداء. لكن أكبر المجرات ، التي تم الاحتفاظ بها من الاضمحلال بفعل الجاذبية للنجوم الميتة الباردة والمادة المظلمة ، ستبقى سليمة.

ومع ذلك ، فإن التهديد الذي لا مفر منه على المجرات العادية مثل درب التبانة ليس موت النجوم المكونة لها ، بل تصادم مدمر مع المجرات الأخرى. كقاعدة ، توجد المجرات في مجموعات أو مجموعات. من الانتشار ، هذه العناقيد تحمل تأثير الجاذبية ، حيث تتحرك كل مجرة ​​من خلال الكتلة في مدارها الخاص. عندما تمر الكائنات الكبيرة ذات البنية السائبة ، مثل المجرات ، بجانب بعضها البعض ، فإنها تختبر نوعًا من الاحتكاك ، مما يجعلها تتحرك نحو مركز الكتلة. توجد بالقرب من مركز مجرات العنقودية بحرية نسبية وتظهر ميلًا إلى الاصطدامات المتبادلة.

سوف يكون لتصادم المجرات تأثير على الكون في المستقبل القريب نسبيا. تصطدم بعض المجرات حتى في عصرنا - في عصر النجوم. عندما يدخل الكون حقبة من الاضمحلال ، سيكون لهذه التفاعلات المجرية عواقب ذات أهمية متزايدة.

عندما تصطدم مجرة ​​، تتخلل النجوم التي تنتمي إلى المجرتين الأصليتين لتشكل مجرة ​​أكبر ولكنها أقل تنظيما. إن المجرة المركبة المختلطة ، على عكس المجرات المنفصلة للقرص ذات البنية اللولبية الأنيقة ، هي مجرة ​​فوضوية وغير متبلورة. أثناء التصادم ، تطلق المجرة خطوطًا طويلة من النجوم ، وتسمى أيضًا ذيول المد. تصبح مدارات النجوم معقدة وغير منتظمة. المجرة المختلطة تشبه إلى حد بعيد العصيدة.

غالبًا ما تصاحب تصادمات المجرات دفعات قوية من تشكيل النجوم. يتم خلط السحب العملاقة من الغاز التي تقع داخل المجرات خلال هذه التصادمات وخلق نجوم جديدة بسرعة مذهلة. يمكن أن يكون للعديد من المستعرات الأعظمية الناتجة عن موت النجوم الأكثر ضخامة عواقب وخيمة.

على الرغم من حقيقة أنه بعد الاصطدام يبدو هيكل المجرة ككل مختلفًا تمامًا ، فإن بعض النجوم وأنظمتها الشمسية لا تشعر بها تقريبًا. مجرة درب التبانة هي الفضاء الفارغ بشكل أساسي: النجوم في المجرة تشبه حبيبات رملية منفصلة منفصلة عن بعضها بعدة أميال من الفراغ في أي اتجاه. وحتى في العديد من المجرات المدمجة الأكثر كثافة ، فإن المسافة بين النجوم هي أكثر من سنة ضوئية واحدة ، وهي أكبر بألف مرة من النظام الشمسي وعشرة ملايين مرة. المزيد من النجوم. لن تشعر أنظمة الكواكب في مجرة ​​اصطدام حتى بالكوارث البطيئة التي حدثت حولها وتستمر لملايين السنين. وستكون النتيجة الأكثر وضوحاً لهذه الكارثة بالنسبة إلى كوكب مثل الأرض بمثابة مضاعفة تدريجية لعدد النجوم المرئية في سماء الليل.

في الواقع ، فإن درب التبانة مقدر لها أن تصمد أمام تصادم مجري (وتفقد شخصيتها) في المستقبل القريب نسبيا. مجرة أندروميدا المجاورة ، والمعروفة أيضا باسم M31 ، تتحرك حاليا على طول مسار يؤدي إلى اصطدام مع درب التبانة. ومع ذلك ، نظرًا لصعوبة إجراء قياسات فلكية دقيقة لسرعة المجرات ، لا يمكننا تحديد الاتجاه الذي تتحرك فيه أندروميدا بدقة. ومع ذلك ، من الواضح تمامًا أن هذه المجرة الكبيرة ستقترب جدًا من مجرتنا وقد تتصادم معها في حوالي ستة بلايين سنة: فقط عندما تبدأ الشمس بالانتفاخ وتتحول إلى عملاق أحمر. حتى إذا لم تتصادم أندروميدا ودرب اللبانة في هذا الاجتماع بالذات ، فإنهم لن يتجنبوا بعضهم البعض عاجلاً أم آجلاً. درب التبانة هو بالتأكيد في اتصال الجاذبية مع أندروميدا. وبينما يدور هذان المجرتان حول بعضهما البعض وتضيع الطاقة بسبب الاحتكاك الديناميكي ، يصبح الاندماج المستقبلي أمرًا لا مفر منه.

وهكذا ، فإن المصير الطويل الأمد لمجموعات المجرات محدد سلفاً بالكامل: فالمجرات التي تدخل الكتلة ستتفاعل في النهاية وتدمج. سوف تتحد هوياتهم المستقلة عندما تتحول المجموعة بأكملها إلى مجموعة واحدة ضخمة وغير منتظمة من النجوم. عندما ينتقل الكون من عصر النجوم إلى عصر التسوس ، تصبح العناقيد الحديثة من المجرات مجرات ضخمة في المستقبل. في الواقع ، ستتحول مجموعتنا المحلية من المجرات ، بما في ذلك مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا ، تدريجيًا إلى ميتاجالاكسي واحد.

المجرات في عملية الاسترخاء

الفجوات بين النجوم في مجرة ​​من مجرة ​​درب التبانة ضخمة جداً لدرجة أن النجوم لم تشهد سوى القليل من الاصطدامات المباشرة ، إذا ما نجوا على الإطلاق. على الأقل حتى الآن. استمرارًا للموضوع المألوف لدينا بالفعل ، دعنا نقول أنه حتى الأحداث النادرة يمكن أن تحدث إذا منحناهم ما يكفي من الوقت. مع اقتراب عصر التسوس ، تصبح اصطدامات النجوم أو الأحداث القريبة منهم مهمة بشكل متزايد. سوف تغير مثل هذه الاجتماعات بشكل جذري بنية المجرة وستؤدي في النهاية إلى موتها. ومع ذلك ، وبسبب حقيقة أن حقبة التدمير هذه لن تأتي إلا في ذروة عصر الاضمحلال ، فإن النجوم ستكون بالفعل بقايا نجمية ، وسيصبح غالاكسي منذ فترة طويلة منتجًا متراميًا لعدد من الاندماجات المجرية.

ولكن حتى في حقبة الاضمحلال ، فإن تصادمات النجوم المباشرة مباشرة نادرة نسبياً. تحدث اللقاءات القريبة واللقاءات القريبة أكثر من الصدامات الحقيقية. بينما تتكشف حقبة الاضمحلال ، تمر النجوم بانتظام جنبا إلى جنب ، وتتفاعل من خلال جذب الجاذبية المتبادلة. يؤدي المرور القريب لنجمتين إلى تغير بسيط في سرعة واتجاه كل منهما. النجوم لديهم ميل للتبادل المتبادل كلما اقتربوا ، كما هو موضح في الشكل. 14.

التين. 14. يبين هذا الرسم البياني رد فعل نجمتين على الاقتراب. عند الانتهاء من التفاعل ، يبدأ كل نجم بالتحرك في اتجاه جديد ، ويكتسب قيمة مختلفة للطاقة ، وبالتالي السرعة. عدد كبير جدًا من هذه التقديرات سيؤدي إلى الاسترخاء الديناميكي للمجرة ، وبالتالي ، بعد فترة طويلة من الزمن ، سيغير هيكلها.

مع مرور الوقت ، تحدث العديد من هذه الاختلافات ، وتتراكم آثارها ببطء. والنتيجة النهائية لتسلسل طويل من التغيرات المتشابهة هو إعادة توزيع السرعات الفردية للنجوم التي تدور في مدارات داخل المجرة. تميل النجوم الأصغر والأخف وزناً إلى زيادة السرعة والطاقة المدارية ، بينما تفقد النجوم الثقيلة الطاقة المدارية. عندما يشارك العديد من النجوم في إعادة توزيع هذه "الثروة" ، يتغير هيكل Galaxy ببطء في العملية الاسترخاء الديناميكي. ومع استمرار هذا الاسترخاء ، تكتسب بعض المخلفات النجمية الكثير من الطاقة بحيث تضطر إلى مغادرة المجرة. وبمرور الوقت ، يتبخر عدد متزايد من النجوم من مجرة ​​متلاشية ، تتصادم وتتحرك إلى الفضاء بين المجرات بسرعة تعادل ثلاثمائة كيلومتر في الثانية (675،000 ميل في الساعة).

أثناء الاسترخاء الديناميكي ، يزداد عدد النجوم المقذوفة ، وهذا هو السبب في حدوث تغييرات هيكلية مهمة في المجرة. وبما أن المجرة تتركها النجوم ذات الطاقات القصوى ، فإن النجوم المتبقية ، في المتوسط ​​، لديها طاقة أقل. وبالتالي ، هناك تسرب للطاقة. استجابة لأزمة الطاقة المتزايدة ، تضطر المجرة لتصبح أصغر وأكثر كثافة. هذا الانخفاض في المجرة يثير عددًا أكبر من طرق النجوم وطرد عدد متزايد من النجوم. ومع تسارع هذه العملية ، قد يخرج الوضع عن السيطرة: ستقوم المجرة بإخراج معظم نجومها ، وبعد ذلك ستبقى صغيرة جدًا وسيتم تجميعها في كتلة كثيفة.

النجوم المنخفضة الطاقة التي لا تبشر بالوضوح الشديد ستقع في قلب المجرة ، حيث يعتقد العلماء أن هناك ثقبًا أسود فائقًا ، وهذا ينطبق على كل مجرة. هذه الثقوب السوداء العملاقة لها كتل تبلغ ملايين أو حتى مليارات من الطاقة الشمسية. في عملية استرخاء المجرة ، سوف يمتص الثقب الأسود الموجود في وسطها النجوم المتجوّلة التي تقترب أكثر مما ينبغي: فهي ستكون في أفق الحدث. طوال فترة الاضمحلال ، ستزيد هذه الثقوب السوداء الفائقة تدريجياً من وزنها بسبب الامتصاص المستمر للنجوم المتساقطة.

ستكون المجرات أطول ببلايين المرات من عصر الكون الحديث. يتم تحديد مثل هذا العمر الطويل من خلال المسافات الهائلة التي تفصل النجوم الفردية والسرعة البطيئة التي تتغلب عليها النجوم. ومع ذلك ، بعد مرور فترة كافية ، ستضطر المجرات إلى مواجهة تدميرها. خلال السنوات التسع عشرة القادمة أو العشرين من العقود الكونية (10 19 أو 10 20 سنة) ، فإن معظم النجوم الميتة في المجرة ستتركها خلال عملية تبخر النجوم. سيتم ابتلاع جزء صغير غير محظوظ من النجوم ، ربما بنسبة واحد في المائة ، بواسطة ثقب أسود يقع في مركز المجرة. في نهاية عملية الاسترخاء الديناميكية هذه ، تنتهي حياة المجرة في الحقيقة.

في أثناء الاسترخاء وتناثر المجرة ، فإن تقارب النجوم العابرة له تأثير مدمر على أي كواكب لا تزال تدور في مدارات النجوم. هذه الأحداث ، التي تغير مسارات النجوم ، تميل إلى إزاحة الكواكب عن المدارات التي تحتلها ، مما يؤدي إلى نقل الكواكب إلى الفراغ الهائل من الفضاء. أخبرنا عن مصير مثل هذه الكواكب "المشردة" في الفصل السابق. سيتم طرد الكواكب التي يقارن نصف قطرها المداري مع نصف قطر الأرض من أنظمتها الشمسية في العقد الكوني الخامس عشر. أما الكواكب الخارجية ذات المدارات الكبيرة فهي أكثر حساسية ، ولهذا السبب منذ ذلك الوقت كانت قد غرقت منذ زمن طويل إلى الأبدية. كوكب مثل نبتون ، يبلغ نصف قطره المداري ثلاثين وحدات فلكيةسيتم طردها من النظام الشمسي في اثني عشر سنة فقط - تريليون سنة. في عصر التسوس ، يمكن حتى للكواكب الداخلية أن تترك مداراتها. الكوكب ، الذي يكون مداره أصغر بعشر مرات من الأرض (أصغر بقليل من مدار الزئبق) ، سيطرد من مداره بعد حوالي سبعة عشر عاملاً كوزمولوجياً. وهكذا ، ستفقد النجوم أنظمتها الشمسية قبل فترة طويلة من العقد الكوني التاسع عشر ، عندما تغادر المجرة إلى الأبد.

وبالتالي ، فإن مستقبل الكواكب على المدى الطويل بشكل عام وأرضنا ، على وجه الخصوص ، قاتمة إلى حد ما. في المستقبل القريب ، سوف يتعرض الكوكب لإطلاق نار من المذنبات والكويكبات ، والذي سيسبب تغير المناخ العالمي والتدمير الكارثي ذي الطبيعة العامة. بعد ذلك ، عندما تتضخم النجوم الأم للكواكب الداخلية إلى حجم عمالقة حمراء ، ستحترق هذه الكواكب على الأرض وتصبح عقيمة تمامًا. ثم يتم طرد جميع الكواكب الباقية على قيد الحياة من أنظمتها الشمسية وإلقاؤها مرة تلو الأخرى في الظلام الأبدي في الفضاء بين النجمي.

تصادمات النجوم المنحلة

التصادمات المباشرة النادرة للبقايا النجمية الميتة هي لحظات من الإثارة الاستثنائية حقا ، تشبه علامات التعجب ، وتضع لهجات على مساحات مقفرة بلا حدود تقريبا لحق الانهيار. يمكن لهذه التصادمات توليد نجوم جديدة عادية ، وأنواع جديدة غريبة من النجوم ومضات مذهلة.

في هذه الحقبة المستقبلية ، تتركز معظم المادة الباريونية المعتادة للمجرة في الأقزام البيضاء. وعلى الرغم من أن الأقزام البنية ، التي تحتوي على كتلة أصغر ، تحتوي على مادة أقل ، إلا أن هناك نفس الكمية تقريبًا. في مجرة ​​كبيرة من نوع درب التبانة ، يجب أن يكون التعداد التراكمي للأقزام البيضاء والبنية في المليارات. في سياق حركة النجوم الميتة في مداراتها ، تحدث الاصطدامات المباشرة من وقت لآخر: تصادم واحد تقريبا كل بضع مئات الملايين من السنين. إذا أخذنا في الحسبان العمر الحالي لمجرة غالاكسي ، من أجل عشرة مليارات سنة ، هناك احتمال كبير (يصل إلى حوالي تسعة أعشار) أنه لم يكن هناك تصادم نجم بعد. سوف تبدأ التصادمات عندما يتجاوز عمر الكون بضع مئات من مليارات السنين. في العقد الكوني الخامس عشر ، ستهتز المجرة بمئات أو حتى آلاف التصادمات.

تصادمات اثنين من الأقزام البنية مثيرة للاهتمام من وجهة نظر علم الفلك ، والجيولوجيا ، وربما ، وحتى البيولوجيا. يتم وضع نسبة كبيرة من الهيدروجين المتبقي في الكون في الأقزام البنية ، والتي لا تحولها إلى عناصر أثقل. عندما يصطدم قزمان بنيان بزاوية قريبة من خط مستقيم ، يمكنهما تشكيل جسم مركب مركب سيحتوي على الجزء الأكبر من الكتلة الأصلية لنجمتين (انظر الشكل 15). إذا تجاوزت الكتلة المشتركة كتلة العتبة التي يجب أن يكون لها النجم ، يمكن أن يتقلص منتج التفاعل هذا ويسخن حتى يشعل تركيب الهيدروجين طويل الأمد النجم النجمى حديث التكوين. سوف يولد النجم. النجوم الحمراء الصغيرة الناتجة عن مثل هذه المصادمات الغريبة ستعيش فيما بعد عبر تريليونات من السنين.

التين. 15. نموذج الكمبيوتر هذا يصور صراع اثنين من الأقزام البنية. تعرض الصور الثلاث الأولى الدقائق القليلة الأولى من هذا الحدث. النتيجة النهائية للتصادم ، الموضحة بشكل تخطيطي في الصورة الرابعة ، هي النجم الحقيقي ، والكتلة منها كافية لبدء تركيب الهيدروجين. يصنع الاصطدام بشكل طبيعي قرصًا للغاز والغبار يحيط بالنجم الحديث. هذا القرص هو الوسط الذي يمكن أن تتكون فيه الكواكب

من خلال هذه الكوارث الفلكية ، يمكن إنشاء نجوم جديدة حتى عندما تنتهي جميع احتياطيات الغاز في الوسط بين النجمي منذ فترة طويلة. في مجرة ​​، سيصبح حجم درب التبانة في أي وقت من الأوقات ساطعًا حوالي مائة من هذه النجوم. إن اللمعان التراكمي لهذه البقايا الحمراء القاتمة يمنح المجرة طاقة إشعاع كاملة مماثلة لمقدار الشمس الحديثة.

بالإضافة إلى ذلك ، يمكن أن تصطدم الأقزام البنية بالكواكب. ما لم يحدث تصادم مباشر ، فإن بعضًا من الغاز القزم البني سوف يدور بسرعة كبيرة ليصبح جزءًا من النجم الذي تم تكوينه حديثًا. هذه المادة الدوارة تشكّل بسهولة قرصًا محيطًا من الغاز والغبار حول جسم نجمي حديث الولادة. وبما أن تكوين الكواكب هو النتيجة المرجحة للقرص البارز ، فإن هذه النجوم الجديدة تميل إلى توليد أنظمة شمسية جديدة.

يجب أن تحتوي الكواكب الناتجة عن اصطدام قزمين بنيان على كل المكونات الضرورية لتطور الحياة. قد يبقى كوكب تحت رعاية قزم أحمر دافئًا لمدة تريليونات من السنين ، أعلى بكثير من العصر الحديث للأرض. هذه الأنظمة لديها امدادات كبيرة من العناصر الثقيلة ، بما في ذلك الأكسجين والكربون ، والتي هي أساس الحياة الأرضية. على الكواكب التي تدور في مدارات مواتية ، قد يكون هناك ماء سائل. من حيث المبدأ ، يمكن أن تنشأ أنواع مألوفة من الحياة وتتطور على مثل هذه الكواكب الجديدة ، حتى تتفكك المجرة. وفقط بعد العقد الكوني العشرين ، عندما يتبخر المجرة وتقلص تواتر الأقزام البنية إلى الصفر ، فإن آخر العالمين الشبيهين بالأرض سوف يقعان ضحية ليلة أبدية.

تصادمات الأقزام البيضاء يمكن أن تسبب ألعاب نارية أكثر إشراقاً وإن كانت أقصر. إذا اصطدم قزمان أبيضان واندمجا ، وإذا كانت كتلة الجسم المشكَّل حديثًا أكبر من حدّ Chandrasekhar ، فلن يكون ضغط الغاز المنحل قادراً على الحفاظ على ناتج هذا الاندماج من انهيار الجاذبية. بعد ذلك ، سيتعين على نجم مولود حديثًا ولكنه ثقيل المفرط أن ينفجر في مستعر أعظم. تقريبا واحد من أصل عشرة اصطدامات للأقزام البيضاء سينتهي بانفجار المستعر الأعظم. وهكذا ، فإن المجرة ، طالما أنها لا تزال سليمة وآمنة ، لحوالي عشرين من العقود الكونية ، مقدر لها أن تعاني من هذا الفلاش كل تريليون سنة. ولا تزال تفشي المستعرات الأعظمية مذهلة إلى اليوم ، ولكن في المناطق المحيطة البائسة لمجرة المجرة في عصر الاضمحلال ، ستكون مثيرة للإعجاب حقا.

ومع ذلك ، فإن النتيجة الأكثر احتمالاً لتصادم نادر بين قزمين أبيضين ليس انفجاراً مستعر أعظمي ، بل تشكيل نجم غريب جديد. معظم الأقزام البيضاء تأتي من نجوم منخفضة الكتلة وكثيرًا من الهليوم كليًا. نتيجة لتصادم اثنين من الأقزام البيضاء النموذجية ، يتكون جسم نجمي أكبر قليلاً يتكون من الهليوم. إذا تجاوزت كتلة منتج التصادم النهائي 0.3 ضعف كتلة الشمس ، يمكن أن يتشعل الهيليوم في أعماقها من حيث المبدأ. مثل هذه النجوم قادرة على إذابة الهليوم إلى عناصر أثقل بنفس طريقة النجوم المتقدمة (القديمة) مع كتلة أعلى (التي وصفناها بالفعل في الفصل السابق). ومع ذلك ، لكي يبدأ النجم في حرق الهليوم ، يجب أن يمنحه الاصطدام طاقة حرارية كبيرة بما فيه الكفاية ، والتي تشبه إلى حد بعيد الوضع المعتاد بالنسبة لنا عندما نستخدم حرارة احتراق متطابقة لإضاءة ورقة. إذا كانت درجة حرارة النجم ليست عالية بما فيه الكفاية لحرق الهليوم ، فسوف يتقلص ويتحول إلى قزم أبيض آخر يتجول حول المجرة تحسبًا إما لحدوث تصادم أو طرد جديد في الفضاء بين المجرات.

بالمقارنة مع التوائم العادية ، الموجودة بسبب احتراق الهيدروجين ، هذه النجوم ، وحرق الهليوم ، هي أكثر سخونة وأكثر إشراقا وكثافة وتعيش أقل من ذلك بكثير. ويكون نصف قطر النجم النموذجي ، الذي تساوي كتلته نصف النجم الشمسي ، أصغر بعشر مرات من نصف قطر الشمس ، ويزيد لمعانها عشرة أضعاف. سطح مثل هذا النجم حار بشكل لا يصدق: درجة حرارته هي 35000 درجة كلفن ، أي حوالي ستة أضعاف درجة حرارة سطح الشمس. في قلب النجم ، تصبح الظروف أكثر تطرفًا: درجة حرارة تبلغ مائة مليون (10 8) درجة وكثافة تقارب 10000 جرام لكل سنتيمتر مكعب. هذه النجوم تعيش فقط بضع مئات من ملايين السنين - فترة طويلة بالمعايير البشرية ، ولكن فقط لحظة مقارنة بالوقت الطويل الذي تشكلت فيه. حتى إذا تم تشكيل أنظمة كوكبية حول هذه النجوم ، فإنها ، على ما يبدو ، لن يكون لديها الوقت لرؤية تطور حياة معقدة عليها بسبب ضيق وجودها. إذا قمنا بإجراء استقراء على الوقت الذي استغرقه تطوير أشكال الحياة المعقدة على الأرض ، فمن غير المرجح أن ترتفع الحياة في هذه الأنظمة فوق الأشكال الأكثر بدائية التي تمثلها الفيروسات والكائنات الحية أحادية الخلية.

في تصادم العديد من الأقزام البيضاء الثقيلة ، قد تظهر نجمة لنوع غريب آخر. إذا تجاوزت كتلة منتج التصادم 0،9 كتلة الشمس ، لكنها لا تصل إلى حد شاندراسيخار (الذي لا ينفجر بسببه) ، فإن الجسم الجديد ، من حيث المبدأ ، سيكون قادرًا على الحفاظ على تخليق الكربون في جوهره. النجم الذي يحرق الكربون لديه خصائص أكثر غرابة من النجم الذي يحرق الهليوم. ونجم الكربون الذي يساوي كتلة الشمس يعادل كتلة الشمس أكثر من ألف مرة ، ويغلي سطحه عند 140 ألف كلفن. حسب المعايير النجمية ، يكون نصف قطر هذا النجم صغيرًا - أكثر بقليل من نصف قطر الأرض. في صميم النجم ، تقترب درجة الحرارة من مليار درجة ، وكثافتها أكثر من مائة ألف مرة من كثافة الحجر. هذه الشموع المضاءة بشكل جيد تعيش فقط مليون سنة. وستظل أي كواكب ترافقها في المراحل الأولى من التشكيل ، عندما تستنفد النجمة وقودها النووي وتخرج. من غير المرجح أنه خلال هذا الوقت يمكن أن يتطور حتى المحيط الحيوي الأكثر بدائية.

إبادة المادة المظلمة

وتتكون هالات المجرات بشكل أساسي من مادة مظلمة ، ويبدو أن معظمها موجود على شكل جزيئات من مادة غير برية. أذكر أن المادة baryonic تتكون أساسا من البروتونات والنيوترونات ، ونتيجة لذلك يشكل جزءا كبيرا مما نعتبره مادة عادية. كما قلنا في الفصل الأول ، يعتقد علماء الفلك الحديث أن جزءًا كبيرًا من كتلة الكون يجب أن يقع في مادة غير باريون. علاوة على ذلك ، يعتقد أن كمية كبيرة من هذه المادة غير المعتادة موجودة في الهالة المجرية.

تم تسمية أحد المرشحين لدور المادة المظلمة جسيمات ضخمة ضعيفة التفاعل. هذه الجسيمات الغريبة ، التي يصل كتلتها إلى عشرة أضعاف كتلة البروتون ، تتفاعل فقط من خلال التفاعل النووي الضعيف والجاذبية. فهي لا تحمل شحنة كهربائية ، ونتيجة لذلك فهي غير مبالية بفعل القوة الكهرومغناطيسية. كما أنها ليست عرضة للتفاعل القوي ، وهذا هو السبب في أنها لا ترتبط مع بعضها البعض ولا تشكل نواة. وبما أن هذه الجسيمات تتفاعل بشكل ضعيف جدا ، فإنها يمكن أن تعيش لفترة طويلة جدا في مناطق تشبه الهالة تشبه المجرات. على وجه الخصوص ، يمكن أن يعيشوا أطول بكثير من العصر الحديث للكون. ومع ذلك ، بعد فترات طويلة بما فيه الكفاية ، تتفاعل هذه الجسيمات مع المادة العادية ، مما يؤدي إلى إبادة المتبادلة.

يحدث القضاء على المادة المظلمة تحت ظرفين مختلفين. في الحالة الأولى ، عندما يلتقي جزيئين في هالة مجرة ​​، يمكن أن يتفاعلوا ، الأمر الذي سيؤدي إلى إبادةهم المتبادلة المباشرة. في الحالة الثانية ، يتم التقاط الجسيمات بواسطة بقايا النجوم ، على سبيل المثال ، الأقزام البيضاء ، وبعد ذلك إبادة بعضها البعض بالفعل داخل النجم النجمي. تلعب كل من هاتين الآليتين دوراً هاماً في مستقبل المجرة والكون.

في الهالة المجرية ، تكون جسيمات المادة المظلمة ذات كثافة منخفضة: حسب ترتيب جسيم واحد لكل سنتيمتر مكعب - وسرعات كبيرة إلى حد ما: حوالي مائتي كيلومتر في الثانية. بما أن هذه الجسيمات تشعر بالتفاعلات الضعيفة فقط ، فإن احتمال الفناء صغير للغاية. ومع ذلك ، فبعد ثلاثة وعشرين (26 23 عامًا) من العقود الكونية ، بسبب هذه التفاعلات ، سيخضع عدد جسيمات المادة المظلمة التي تعيش في الهالة لتغييرات كبيرة. عندما تبتلع جسيمات المادة المظلمة عادة ما تترك وراءها جسيمات أصغر ذات سرعات نسبية - كبيرة جدا بحيث تستطيع الجسيمات التغلب على قوة الجاذبية للمجرة. وهكذا ، فإن النتيجة النهائية لعملية الإبادة هي إشعاع الطاقة الضخمة لهالة المجرة إلى الفضاء بين المجرات.

بما أن وجود المادة المظلمة يمثل نسبة كبيرة من الكتلة الكلية للكون ، فإن منتجات الإبادة الناتجة عن التفاعلات في المادة المظلمة تمثل جزءًا هامًا من محتويات الكون في العصور اللاحقة ، خاصةً بين العقدين الكونيين العشرين والأربعين. تقدم المنتجات المتبقية من أحداث الإبادة المباشرة في الهالات المجرة مجموعة كبيرة من الجسيمات ، بما في ذلك الفوتونات والنيوترينوات والإلكترونات والبوزيترونات والبروتونات والبروتونات المضادة.

يتم التقاط المادة المظلمة بواسطة بقايا نجمية من النوع القزم الأبيض. توفر المادة المظلمة من الهالات المجرية بحرًا من الجسيمات التي تتدفق باستمرار عبر الفضاء. هذه الجسيمات تمر أيضًا عبر جميع الأجسام في المجرة: النجوم والكواكب ، وفي عصر كوني حقيقي ، أناس. حوالي مائة مليار (10 11) من هذه الجسيمات تتخللها ، القارئ ، كل ثانية. ومع ذلك ، يرجع ذلك إلى حقيقة أن هذه الجسيمات تتفاعل فقط من خلال التفاعل الضعيف ، وأنه حقا كثيرا جدا  ضعيفة ، فإنها تتخلل جميع أنواع المواد ، وليس لها أي تأثير على الإطلاق. ومع ذلك ، من وقت لآخر يتفاعل جسيم من المادة المظلمة مع نواة الذرة وبالتالي يحرمها من كمية معينة من الطاقة.

إذا حدث مثل هذا التفاعل في أعماق قزم أبيض ، فقد يبقى جسيم المادة المظلمة في اتصال جاذبي مع النجم. بعد فترة طويلة ، يزداد عدد الجسيمات داخل الجسم النجمي تدريجيا. الوقت اللازم لالتقاط المادة المظلمة في سياق مثل هذه العملية هو أطول بكثير من جزء الهيدروجين في حياة النجوم ، والتي تقود حياة الحطام النجمية كل هذا الوقت تقريبا. مع زيادة تركيز جسيمات المادة المظلمة في النجم النجمي ، يزداد احتمال هذه الجسيمات. في النهاية ، يصل النجم إلى حالة ثابتة ، يحدث فيها الفناء في البقايا النجمية بنفس معدل التقاط الجسيمات من الهالة المجرية.

إن عملية التقاط المادة المظلمة وإبادةها هي مصدر حيوي للطاقة للأقزام البيضاء في المستقبل. هذه الأجسام النجمية هي بقايا لنجوم ماتت بعد الانتهاء من تفاعلات اندماج حراري نووي في أعماقها. في حالة عدم وجود مصدر إضافي للطاقة ، فإن الأقزام البيضاء ستصبح أكثر برودة وأقل توهجًا حتى تعادل درجة حرارتها درجة حرارة الخلفية في الكون. ومع ذلك ، وبسبب الطاقة التي يستخرجونها من المادة المظلمة ، يمكن للأقزام البيضاء أن تشع الطاقة لفترة طويلة جدًا. تبلغ القدرة الإشعاعية الإجمالية لقزم أبيض واحد ، بسبب عملية الإبادة هذه ، حوالي 1 كوادريليون (10 15) واط. وعلى الرغم من أن هذه القوة الضئيلة تبلغ نحو مائة مليار (10 11) مرة أقل من قوة إشعاع الشمس ، فإن هذه الآلية لإنتاج الطاقة هي التي ستحكم الكون في المستقبل. يمكن أن يستمر إنتاج الطاقة هذا طالما بقيت الهالة المجرية سليمة - لحوالي عشرين ساعة كونية (10-20 سنة) أو عشر مليارات مرة أطول من الفترة التي تحرق فيها الشمس الهيدروجين.

جزيئات المادة المظلمة ، التي تم التقاطها من قبل الأقزام البيضاء ، تقضي في نهاية المطاف على الإشعاع ، والتي تبدأ في النهاية بالسيطرة في حقل الإشعاع الخلفي للكون. ومع ذلك ، قبل مغادرة النجم ، يدخل هذا الإشعاع نطاقًا من الموجات الأطول ، وبالتالي يقل متوسط ​​قيم الطاقة. تترك الفوتونات سطح النجم ، وله طول موجي مميز يبلغ نحو خمسين ميكرون (واحد ملليمتر واحد من عشرين ملليمترًا) - وهي قيمة أكبر بمئة مرة من طول موجة الضوء المنبعثة من الشمس. هذا الإشعاع غير مرئي للعين البشرية ، ولكن المعدات الحديثة تلتقط بسهولة فوتونات الأشعة تحت الحمراء. درجة حرارة سطح النجم منخفضة - فقط 63 درجة كلفن - أقل بقليل من درجة حرارة النيتروجين السائل.

في هذا العصر التاريخ المستقبلي  مجرات الكون لن تبدو اليوم تحتوي المجرة النموذجية للمستقبل على مليارات البقايا النجمية ، كل منها يشع الطاقة بسبب عمليات الاستيلاء وإفناء المادة المظلمة. وفي نفس الوقت ، فإن القدرة الإشعاعية الإجمالية لمجرة كاملة من هذه البقايا النجمية يمكن مقارنتها بالقدرة الإشعاعية لأحد أشعة الشمس. من بين هذه البقايا المتوهجة مبعثرة حول مئات من النجوم الأكثر تقليدية ، تشكلت نتيجة تصادمات الأقزام البنية. وعلى الرغم من ذلك ، وبمعايير حديثة ، فإن هذه النجوم الصغيرة تضيء إلى حد ما ، وفي ظلمة مستعصية في المستقبل ستكون منارات حقيقية. إن إجمالي الطاقة الإشعاعية التي تولدها هذه النجوم القليلة الحقيقية سوف يتفوق على المليارات من الأقزام البيضاء.

الذين يعيشون في جو قزم أبيض

على الرغم من حقيقة أن أشكال الحياة المعروفة بالنسبة لنا قد تكون مهددة بالقتل ، إلا أن هناك فرصة مثيرة للاهتمام للحياة المستقبلية موجودة في أجواء الأقزام البيضاء القديمة. لا تنسوا أن أي مناقشة لأشكال الحياة المستقبلية ستقودنا بالتأكيد إلى عالم الافتراضات. ومع ذلك ، فإن سلسلة الأحكام التالية لا تسبب فقط اهتمامًا معينًا ، ولكنها تصف أيضًا بوضوح الظروف المادية التي ستوجد داخل الأقزام البيضاء في المستقبل البعيد.

بعد موت النجم الأصلي ، يبرد القزم الأبيض بسرعة إلى أن مصدره الرئيسي للطاقة هو التقاط الجسيمات العالقة وإزالتها لاحقًا. وبمجرد حدوث ذلك ، ينتقل القزم الأبيض إلى حالة أكثر استقرارًا أو أقل ، حيث ستستمر كل المادة المظلمة في الهالة المجرية ، أو حتى يتم إخراج النجم نفسه من المجرة أثناء الاسترخاء الديناميكي. . على أية حال ، فإن الأقزام البيضاء النموذجية لديها حوالي عشرين سنة كونية (10-20 سنة) حتى تتطور الحياة داخل غلافها الجوي. هذا الفاصل الزمني الضخم هو مائة مليار مرة أطول من الوقت الذي استغرقه لتطوير الحياة على الأرض. مع مثل هذا الوقت الطويل ، يصبح احتمال حدوث تطور بيولوجي من أي نوع أمراً معقولاً للغاية ، وقد يكون من الممكن زيادة التعقيد.

في بعض الجوانب ، يشبه سيناريو الحياة على قزم أبيض بشكل غامض الحياة على الأرض. يحتوي القزم الأبيض على نفس الحجم الشعاعي تقريباً للأرض. وبما أن أشكال الحياة الأرضية تقتصر على مناطق تقع بالقرب من سطح كوكبنا ، فإن أي أشكال حياة ممكنة في الغلاف الجوي لقزم أبيض سيكون موجودًا أيضًا في الطبقات الخارجية للنجم. يتكون الجزء الداخلي من النجم من مادة متحللة ، ولا تحدث التفاعلات الكيميائية في داخل النجم. لا يمكن ربط الكيمياء المثيرة للاهتمام إلا بالطبقة الخارجية. مصدر الطاقة للقزم الأبيض هو حقل الإشعاع ، الذي يقوم بتسخين الطبقات السطحية من الداخل ، في حين تتلقى الأرض الحرارة من الأعلى - من الشمس. الاختلاف الأكثر أهمية هو أن الحياة على الأرض تعتمد على وجود الماء السائل ، بينما في الغلاف الجوي لقزم أبيض لن يكون هناك أي ماء سائل تقريبا. في البيئة القزمة البيضاء ، فإن أكثر ما يمكن أن نأمله هو وجود نوع من التفاعل الكيميائي.

الشرط الأول لوجود الحياة هو خليط مناسب من العناصر الكيميائية. الأقزام البيضاء ذات الكتلة العالية تحتوي بشكل طبيعي على كميات كبيرة من أهم عنصرين للكائنات الأرضية - الكربون والأكسجين. أصغر الأقزام البيضاء ، التي لا تتجاوز كتلتها نصف الشمس ، على العكس ، تتكون من هيليوم واحد. فالهيليوم شبه خامل كيميائياً بالكامل ، وبالتالي ليس مرغوبا فيه للبيئة ، التي نتمناها في ظهور الحياة. وبالتالي ، فإن الأقزام البيضاء الكبيرة لديها فرص أفضل لإيواء المحيط الحيوي على أنفسهم.

لفترة طويلة ، فإن درجة حرارة سطح القزم الأبيض حوالي 63 درجة كلفن ، وهو قريب جدا من درجة حرارة النيتروجين السائل. في أعماق النجم أكثر سخونة ، على الرغم من أن ليس كثيرا. الجزء الرئيسي من المناطق الداخلية للقزم الأبيض مملوء بمواد متحللة ، حيث تنتشر الحرارة بسهولة من المناطق الداخلية إلى المناطق الخارجية. وبفضل هذا النقل السهل نسبياً للحرارة ، يصل النجم إلى درجة حرارة ثابتة تقريبًا في جميع أنحاء المنطقة الداخلية بأكملها تقريبًا. ومع ذلك ، فإن الطبقات الخارجية للنجم ، بالقرب من سطحه ، لا تتكون من مادة متحللة ، بل من مادة عادية.

الطبقة العليا من النجم ، من حيث المبدأ ، قادرة على دعم التفاعلات الكيميائية ولديها القدرة على الوصول إلى مجموعة واسعة من طاقات الفوتون التي تثير هذه التفاعلات. ينتج عن إبادة المادة المظلمة ، التي تحدث في صميم النجم ، إشعاعًا عالي الطاقة - أشعة gاما ، تصل طاقته إلى مليارات الإلكترونات. وطالما يصل هذا الإشعاع إلى الطبقات العليا للنجم ، فإن موجاته تصبح أطول ، وتقل طاقة الفوتون ، على التوالي. على السطح الخارجي للنجم ، تشكل طاقة الفوتون ، في المتوسط ​​، جزءًا من فولت الإلكترون. للمقارنة ، نقول أنه في التفاعلات الكيميائية ، فإن قيم الطاقة النموذجية لكل جسيم هي عدة فولت إلكترون. وهكذا ، في الغلاف الجوي لقزم أبيض هناك بالضبط مجموعة من طاقات الفوتون اللازمة لبدء التفاعلات الكيميائية.

ماذا عن احتياطي الطاقة الكلي لمثل هذا النجم؟ القزم الأبيض ، الموجود بسبب إبادة المادة المظلمة ، ينتج طاقة تساوي حوالي 10 15 واط. هذه القدرة الإشعاعية صغيرة بالمقارنة مع لمعان الشمس الحديثة ، ولكنها كبيرة مقارنة بالقوة الكلية التي تنتجها الحضارة البشرية بأكملها. وكمقارنة أخرى ، نلاحظ أن نسبة الطاقة الشمسية التي تراها الأرض تبلغ حوالي 10 17 واط. وبعبارة أخرى ، فإن القدرة المطلوبة لإحداث تطور بيولوجي في غلاف قزم أبيض هي واحد بالمائة من إجمالي الطاقة المتاحة للمحيط الحيوي للأرض في هذه الأيام.

دعونا نذهب أبعد في هذه التجربة العقلية ، وتقريبا تقدير احتمال وجود أي أشكال الحياة في أجواء الأقزام البيضاء. على سبيل المثال ، على سبيل المثال فريمان دايسون ، افترض أن الحياة تخضع لنوع من قانون المطابقة للموازين ، وهو ما يعني بدوره أن الوقت الذاتي الذي يشعر به الكائن الحي يعتمد على درجة الحرارة التي يعمل بها. في حالة انخفاض درجات الحرارة ، تتدفق الحياة ببطء أكثر ، وبالتالي فإن الإحساس بنفس عدد لحظات الوعي في هذا المخلوق سيستغرق وقتًا أطول.

أما بالنسبة إلى الكائنات الحية الافتراضية التي تتطور بالقرب من سطح قزم أبيض ، فإن درجة الحرارة المحيطة بها ينبغي أن تكون حوالي 63 درجة كلفن ، أي أقل بخمس مرات من درجة حرارة الثدييات. تنص فرضية مطابقة النطاق على أن الوقت الفعلي (المادي) يستغرق خمسة أضعاف لمثل هذا المخلوق من أجل البقاء على نفس "المقدار الفعلي" للحياة. وهكذا ، بالمقارنة مع الحياة على الأرض ، تفقد الحياة في الغلاف الجوي لقزم أبيض عاملًا من خمسة بسبب حقيقة أن معدل الأيض لديه أقل ، بالإضافة إلى عامل واحد يرجع إلى حقيقة أنه أقل قوة. هذه الخسارة من عامل 500 أكثر من تعويض الوقت المتاح ، وهو أطول مائة مليار مرة. الجمع بين هذين التصرفات المتنافسة ، ونحن نعتقد أن الحياة في جو قزم أبيض لديه ميزة عددية من حوالي مائة مليون. حتى لو كان تطور الحياة في جو قزم أبيض أقل فعالية بمائة مليون مرة من التطور البيولوجي على الأرض ، فإن هذا النجم لا يزال لديه الوقت والطاقة الكافية لتوليد شبكة كاملة من أشكال الحياة المختلفة ، يمكن مقارنتها في نطاق المحيط الحيوي للأرض الحالية. .

ومع ذلك ، فإن فهمنا للحياة والتطور أبعد ما يكون عن الاكتمال. خط الاستقراء هذا ليس تنبؤًا صارمًا ، ولكنه فرصة شيقة. إن الأجواء البيضاء للأقزام لها مصدر كبير من الطاقة وكمية هائلة من الوقت. في مثل هذه البيئة ، وظهور كيمياء مثيرة للاهتمام ، من حيث المبدأ ، ممكن. على الرغم من أننا ، بشكل عام ، لا يمكننا ضمان أن الوقت والطاقة والكيمياء هي شروط كافية لنشوء البيولوجيا. ومع ذلك ، في المثال الوحيد المعروف لنا ، أدت الكيمياء الشيقة إلى تطور الحياة. نحن لا نعرف ما إذا كان هذا الاحتمال قد تحقق في المستقبل.

الذين يعيشون خارج الجو القزم الأبيض

يمكنك تخيل وجهة نظر أكثر تقليدية حول وجود الحياة في المستقبل. الأقزام البيضاء ، التي تعيش من خلال التقاط وإبادة جسيمات المادة المظلمة ، توفر لمعانًا فعليًا يبلغ 10 15 واط. هذه الكمية الكبيرة بما فيه الكفاية من الطاقة تنبعث من سطح نجم ، يمكن مقارنته بحجم الأرض. أتمنى لبعض الحضارة في المستقبل لاستخدام هذه الطاقة ، فإنه يمكن أن تحيط هذا النجم مع قذيفة كروية ، والتي من شأنها التقاط الطاقة التي تشعها. إن مثل هذا المشروع يتطلب نشر بناء على مستوى الكواكب - وهو هدف مكلف ولكنه واقعي للحضارة المتطورة للغاية.

في مثل هذه الأنظمة من الأقزام البيضاء ، يتجاوز إجمالي الطاقة المتوفرة بشكل كبير الطاقة التي يتم تطويرها واستهلاكها حاليًا من قبل حضارتنا على الأرض. يمكن إدراج هذه القوة الاسمية للأقزام البيضاء في المنظور بطريقة أخرى. افترض أن حضارة تعيش بالقرب من قزم أبيض لديها مليار مواطن. بعد ذلك ، سيكون لكل عضو في هذا المجتمع القدرة على الوصول إلى قوة واحدة كاملة من الطاقة: هذا يكفي لعشرة آلاف جهاز تسجيل صوتي للعمل بكامل حجمه. علاوة على ذلك ، يمكن لمثل هذا الإمداد بالطاقة أن يدوم لعشرين سنة كونية (مائة مليار مليار سنة) - أي أكثر بكثير من المائتي عام الذي ننفذ فيه بالكامل احتياطيات الوقود الأحفوري على أرضنا.

نمو الثقوب السوداء

في عصر التسوس ، تزداد الثقوب السوداء وتصبح أكثر ضخامة. إنهم يكتسبون كتلة ، يلتهمون النجوم والغاز ، القريبين بشكل خطير من "سطح" الثقب الأسود - أفق الحدث. وكما سنرى في الفصل التالي ، في النهاية ، يجب أن تتخلى الثقوب السوداء عن كتلتها الضخمة عن طريق بث الإشعاع ، لكن هذا سيحدث كثيرًا ، بعد ذلك بكثير من اللحظة التي تأتي فيها فترة الاضمحلال وتنتهي. في غضون ذلك ، يستمرون في زيادة الوزن.

من حيث المبدأ ، يمكن للثقوب السوداء الفائقة الكتلة أن تبتلع المجرة بأكملها التي تعيش فيها. كم تستغرق هذه العملية؟ إذا كان الثقب الأسود الذي يزن مليون شمس ، مثل الثقب الموجود في مركز مجرة ​​درب التبانة ، يمكنه امتصاص النجوم عشوائياً ، فسوف يمتص مجرتنا بأكملها في حوالي ثلاثين سنة كونية (مليون مليون تريليون سنة). إذا كان للثقب الأسود في البداية كتلة أكبر بكثير ، كما يقول مليار صنز ، لكان قد تمكن من تدمير المجرة في فترة أقصر بكثير - في حوالي 24 من العقود الكونية. إذا كان الأمر كذلك ، فإن هاتين الفترتين أطول بكثير من العمر المتوقع للمجرات. وكما قلنا ، فإن النجوم التي تشكل المجرة ستتبخر في الفضاء بين المجرات بعد مرور عشرين سنة كونية فقط. ونتيجة لذلك ، فإن معظم النجوم سيكونون قادرين على تجنب "غضب" الثقوب السوداء ، لكن بعضهم ما زالوا يموتون بهذه الطريقة.

ومع ذلك ، فإن كل من الثقوب السوداء وعدد قليل من بقايا النجوم سوف تكون موجودة بعد اختفاء المجرات. بعد حوالي عشرين سنة من الكواكب ، تنتمي الثقوب السوداء وبقايا النجوم إلى طبقاتها المحلية الفائقة ، والتي تتبع التسلسل الهرمي للبنية واسعة النطاق التي كانت تنتمي إليها المجرة في يوم من الأيام. هذه البنية الأكبر تبقى مرتبطة بقوة الجاذبية وتتصرف بطريقة ما مثل مجرة ​​عملاقة. الثقوب السوداء ، واحدة على الأقل في المجرة السابقة التي تنتمي إلى مجموعة معينة ، سوف تتجول حول هذه المجموعة ، وتستوعب النجوم والمادة الأخرى التي تصادفها. وبالتالي ، تستمر الثقوب السوداء في زيادة الكتلة وزيادة

في غياب التأثيرات الفيزيائية المتضاربة ، ستستمر العمليات الديناميكية لتبخر النجوم ، والإشعاع الثقالي (انظر الفصل 4) وامتصاص النجوم بواسطة الثقوب السوداء على مساحة أكبر ، ومن ثم ، نطاقات زمنية. نهاية التسلسل الهرمي يجب أن تبدأ بنهاية حقبة الاضمحلال.

إن بقايا النجوم وكل ما نعتبره مادة عادية تتكون من بروتونات. وبعد فترة زمنية ضخمة ، ستتغير طبيعة هذه البروتونات إلى ما هو أبعد من التعرف عليها.

بروتون تسوس

واحدة من المفاجآت التي قدمتها لنا فيزياء الجسيمات في النصف الثاني من القرن العشرين هي أن البروتون لا يتحول إلى أبدية. البروتونات ، التي اعتبرت لفترة طويلة جسيمات ثابتة ومتناهية الطول ، كما اتضح ، بعد وقت طويل بما فيه الكفاية ، يمكن أن تتفكك إلى جسيمات أصغر. في جوهرها ، تتميز البروتونات من قبل نوع من النشاط الإشعاعي الغريبة. تنبعث منها جسيمات أصغر وتتحول إلى شيء جديد. ستستغرق عملية الاضمحلال هذه فترة طويلة بشكل لا يصدق ، أطول بكثير من عمر الكون الحالي ، بعد عمر النجوم وحتى أطول بكثير من عمر المجرات. ومع ذلك ، بالمقارنة مع الأبدية ، سوف تختفي البروتونات في وقت قريب جدا.

كيف هذا ممكن؟ نحن على دراية بالفعل بالبوزيترون - الشريك المضاد للمادة لإلكترون تقليدي أكثر يحمل شحنة موجبة. يمكن الافتراض أنه نتيجة لانحلال البروتون ، يجب أن تظهر البوزيترون وأن تطلق طاقة إضافية بالإضافة إلى ذلك ، لأن كتلة البروتون أكبر بألفي مرة من كتلة البوزيترون. وبالتالي ، فإن البوزيترون هو حالة طاقة أقل. يقول أحد المبادئ الفيزيائية الأساسية أن جميع الأنظمة تتطور في اتجاه الدول ذات الطاقة المنخفضة. ينساب الماء أسفل التل. ذرات متحمس تنبعث الضوء. تتحول النوى الخفيفة مثل الهيدروجين إلى نوى أثقل ، من الهيليوم إلى الحديد ، أثناء التركيب ، لأن النوى الأكبر لديها طاقة أقل (لكل جسيم). النواة الكبيرة مثل اليورانيوم هي إشعاعية وتسوس في نوى أصغر مع طاقة أقل. فلماذا لا تستطيع البروتونات أن تتحلل في البوزيترونات أو الجسيمات الصغيرة الأخرى؟

على المستوى الأساسي ، هناك العديد من النظريات الفيزيائية لديها قانون متأصل يحظر تحلل البروتونات ، على الرغم من أنه نتيجة لهذا الاضمحلال ، يمكن أن تذهب إلى حالة طاقة أقل. باختصار ، يمكن صياغة هذا القانون على النحو التالي: يتم الاحتفاظ دائمًا برقم الباريون. تتكون البروتونات والنيوترونات من المادة العادية ، والتي نسميها باريون. يحتوي كل بروتون أو نيوترون على وحدة واحدة من رقم باريون. جسيمات من نوع الإلكترونات والبوزيترونات لها رقم باريون صفري ، بالإضافة إلى الفوتونات وجزيئات الضوء. وهكذا ، إذا تحلل بروتون في بوزيترونات ، فإن الرقم baryon مفقود في هذه العملية.

ومع ذلك ، في الإصدارات الأحدث من نظريات الجسيمات هناك ثغرة. يمكن في بعض الأحيان انتهاك قانون يمنع تحلل البروتون ، ولكن في بعض الأحيان فقط. من الناحية العملية ، فإن هذا التناقض الظاهري يعني أن البروتونات سوف تتحلل بعد وقت طويل ، أطول بكثير من عمر الكون الحالي.

يمكن أن تسوء البروتونات على طول العديد من المسارات المختلفة ، ونتيجة لذلك يمكن أن يكون هناك العديد من المنتجات المختلفة لهذا الاضمحلال. يبين الشكل 16 أحد الأمثلة النموذجية. في هذه الحالة ، يتحلل البروتون إلى بوزيترون وبيون متعادل ، والذي يتحلل فيما بعد في الفوتونات (الإشعاع). العديد من الطرق الأخرى للتآكل ممكنة. كل مجموعة متنوعة من منتجات هذا الاضمحلال وسكانها غير معروفة بعد.

التين. 16. هنا واحدة من الطرق الممكنة لتآكل البروتون. في هذه الحالة ، تكون النتيجة النهائية لتآكل البروتونات هي البوزيترون (جسيم مضاد الإلكترون) و pion محايد. الفاوانيا غير مستقر للغاية ويتحول بسرعة إلى إشعاع (أي يتحلل في الفوتونات) .إذا حدث هذا الاضمحلال في وسط كثيف مثل قزم أبيض ، فإن البوزترون يبيد بسرعة بالإلكترون ، مما يشكل فوتيين آخرين عاليي الطاقة.

قد يسأل القارئ لماذا ، في الواقع ، نحن نناقش تحلل البروتون ، وليس من النيوترون. والحقيقة هي أن النيوترونات داخل النواة سوف تتحلل بعد نفس الفترة الزمنية تقريبًا. النيوترونات الحرة لا تعيش طويلا. يتحلل النيوترون المتخلف عن نفسه إلى بروتون وإلكترون ومضاد للنينو في حوالي عشر دقائق. لا يسمح بهذه الطريقة للتحلل للنيوترونات المرتبطة بالنواة الذرية. يمكن للنترونات المربوطة البقاء على قيد الحياة فقط على طرق الاضمحلال طويل الأمد ، على غرار مسارات تحلل البروتون.

الفيزياء الحديثة لا تحدد بدقة متوسط ​​عمر البروتون. وتتنبأ أبسط صيغة من هذه النظرية بأن البروتون سوف يتحلل في حوالي ثلاثين سنة كونية (10-30 سنة ، أو كوادريليون كوادريليون سنة). ومع ذلك ، فإن هذا التوقع البسيط قد تم دحضه بالفعل من خلال التجارب التي تبين أن عمر البروتون يجب أن يتجاوز اثنتين وثلاثين عاملاً كونيًا. بروتون الاضمحلال يتنبأ نظرية التوحيد الكبير  - النظرية التي تجمع بين التفاعلات القوية والضعيفة والكهرمغنطيسية. ترتبط هذه النظريات بالطاقات العالية بشكل لا يصدق والتي كانت موجودة في الكون فقط في اللحظات القليلة الأولى بعد الانفجار الكبير. طاقات أكبر مسرعات الجسيمات هي بلايين المرات أقل من تلك المطلوبة لدراسة هذا الوضع الفيزيائي المثير للاهتمام. نتيجة لذلك ، لا يوجد لدى الفيزيائيين حتى الآن نسخة نهائية من نظرية التوحيد العظيم. في الوقت الحاضر ، تجري دراسة العديد من الخيارات الممكنة ، والتي تعطي جميعها تنبؤات مختلفة فيما يتعلق بعمر البروتون.

إذا أخذنا بعين الاعتبار أن عمر الكون يبلغ 10 بلايين سنة فقط ، فإن فكرة إجراء تجربة على قياس الوقت في كوادريليون كوادريليون سنة (ثلاثين سنة كونية) تبدو غير حقيقية تقريباً. ومع ذلك ، إذا كان لديك فكرة عامة عن عملية الاضمحلال الإشعاعي ، تصبح الفكرة الأساسية واضحة. جميع الجسيمات ، في هذه الحالة البروتونات ، لا تعيش لفترة معينة ، وبعدها تتحلل. على العكس من ذلك ، هناك احتمال لتلاشي الجسيمات في في اي وقت. وبسبب حقيقة أن احتمال حدوث مثل هذا الاضمحلال ضئيل ، فإن معظم الجسيمات ستعيش إلى عصر كبير. عمر جسيم هو متوسط ​​الوقتأي جزيئات تعيش ، وليس حقيقي  الوقت المخصص لكل منها. ستكون هناك دائما جسيمات سوف تتحلل في وقت مبكر. ويمكن قياس هذا النوع من وفيات الرضع بين الجسيمات تجريبيا.

للكشف عن عملية الاضمحلال ، تحتاج إلى عدد كبير من الجسيمات. من أجل مزيد من الوضوح ، لنفترض أننا نريد قياس تآكل البروتون ، الذي يقدر عمره بـ 32 32 سنة. إذا أخذت خزانًا كبيرًا يحتوي على 10 32 بروتونًا (قد يكون هناك مسبح صغير طوله 20 مترًا وعرضه خمسة وعمقان) ، فإن ما يقرب من بروتون واحد سنويًا سيتحلل داخل هذا الجهاز التجريبي. إذا تمكنا من إنشاء أدوات حساسة تسمح لنا بتسجيل مثل هذا الاضمحلال ، فسنضطر إلى الانتظار بضع سنوات فقط ، وبعد ذلك يمكن اعتبار قياسنا مكتملاً. في الممارسة العملية ، تنطوي هذه القياسات على مشاكل تجريبية أكثر تعقيدًا إلى حد ما ، ولكن الفكرة الأساسية مفهومة تمامًا. على وجه الخصوص ، لمعرفة الإجابة على السؤال المطروح من قبلنا ، ليس من الضروري الانتظار 10 32 سنة. وقد أظهرت تجارب من هذا النوع بالفعل أن عمر البروتون يتجاوز 10 32 سنة. في الوقت الحاضر ، تستمر التجارب على الكشف عن تسوس البروتون.

يمكن التنبؤ بتحلل البروتون بعبارات عامة جدا. في بدايات الكون ، بدأت عملية ما في انتهاك رقم الباريون مادة ، والتي نلاحظها في كوننا الحديث. أذكر أن زيادة طفيفة من المادة على المادة المضادة تشكلت في أول ميكروثانية من تاريخ الفضاء. يمكن أن تتجاوز كمية المادة في الكون كمية المادة المضادة فقط إذا تم تكوين رقم إضافي من baryon نتيجة لبعض العمليات الفيزيائية. ولكن إذا كانت هناك عملية مشابهة يمكن أن تحدث ، يتم خلالها خرق قانون الحفاظ على رقم باريون ، فإن البروتونات محكوم عليها بالموت. ثم إن انحلال البروتون هو مجرد مسألة وقت.

لا تشمل المسارات المحتملة لتآكل البروتونات ، المذكورة حتى الآن ، القوة الرابعة للطبيعة - الجاذبية الأرضية. ومع ذلك ، فإن قوة الجاذبية هي التي تتحكم في الآلية الإضافية لتآكل البروتون. في الواقع ، البروتون ليس جسيمًا غير قابل للتجزئة: فهو يتكون من ثلاث جسيمات تأسيسية ، تسمى الكواركات. الكواركات في البروتون ليست في حالة راحة: فهي في حالة من الإثارة المستمرة. على الرغم من ندرته الشديدة جدًا ، إلا أنه لا يزال بإمكانه اتخاذ نفس الموقف تقريبًا داخل البروتون. بمجرد حدوث هذا التقارب ، إذا كانت الكواركات قريبة بما يكفي لبعضها البعض ، فإنها يمكن أن تندمج في ثقب أسود مجهري. تختلف تقديرات متوسط ​​الوقت الذي يستغرقه البروتون إلى النفق إلى ثقب أسود صغير على نطاق واسع: من خمسة وأربعين إلى مائة وتسعة وستين من العقود الكونية ، مع تفضيل الطرف الأدنى من هذا النطاق. وغني عن القول إن هذه العملية ليست مفهومة جيدا بعد ، إذ لا يمكن أن يُطلق عليها زمن البروتون المقابل لها إلا بتقريب تقريبي للغاية. ولكن ما لم تتحلل البروتونات حتى قبل ذلك ، فمن المتوقع أن تختفي خلال هذه العملية - لقبول الموت من قوة الجاذبية.

كما سنناقش في الفصل التالي ، الثقوب السوداء ليست أبدية. علاوة على ذلك ، تعيش الثقوب السوداء الصغيرة أصغر بكثير من الثقوب الكبيرة. بعد التحول الذاتي للبروتون إلى ثقب أسود ، سوف يتبخر على الفور ، تاركًا وراءه بوزيترون. وبالتالي ، فإن البروتون هو ساحة معركة أخرى للجاذبية والديناميكا الحرارية. بسبب عمل الجاذبية الذي لا هوادة فيه ، عاجلاً أم آجلاً ، يمكن أن يؤدي إلى موت البروتونات وتشكيل ثقوب سوداء صغيرة. لكن هذا الانتصار الواضح للجاذبية لم يدم طويلاً. تتبخر الثقوب السوداء فور ظهورها. تدخل معظم طاقة البروتونات في الإشعاع ، ويتم إطلاق الإنتروبيا في الكون ، والديناميكا الحرارية تحتفل بالنصر النهائي.

هناك آلية أخرى ، أكثر غرابة ، من تسوس البروتون. يمكن أن تحتوي فراغات تكوين الفضاء الفارغ على أكثر من حالة ممكنة واحدة. من حيث المبدأ ، فإن الفراغ قادر على تغيير تكوينه تلقائياً أثناء عملية حفر الأنفاق الميكانيكية الكميّة. بما أن انتقال الفراغ من حالة إلى أخرى يتسبب في تغيرات في عدد الباريون ، فيمكن أن يعمل كمحفز لتحلل البروتون. ومع ذلك ، يتم قمع هذه التحولات بشدة ، ونتيجة لذلك فإنها تتطلب قدرا هائلا من الوقت. في غياب مسار تسوس أسرع ، سيتم تدمير البروتونات من خلال عمل هذه الآلية في العقد الكوني مائة والأربعين أو المائتين والخمسين.

مصير بقايا متحللة

ويكشف الفصل الأخير من التطور النجمى نفسه عن انحلال البروتونات. على الرغم من أن عمر البروتون الحقيقي لم يُقاس بطريقة تجريبية ، إلا أننا نفترض في هذا الكتاب أن عمر البروتون النموذجي هو سبعة وثلاثين سنة كونية (عشرة تريليون تريليون تريليون سنة). عندما تتحلل البروتونات داخل نجم ، على سبيل المثال داخل قزم أبيض ، فإن الطاقة الناتجة تغذي احتياطيات الطاقة لهذا النجم. المنتجات الأكثر شيوعًا لهذا الانحلال هي البوزيترون والبيون ، وهذه الأخيرة تتحلل على الفور إلى أشعة gاما عالية الطاقة. يجد البوزيترون بسرعة إلكترونًا ، وتفرم هاتان الجسيمتان ، لتشكيل فوتونات أشعة غاما عالية الطاقة. في النهاية استراحة  يتحول البروتون إلى أشعة غاما ، يسخن النجم. وبالتالي ، فإن البروتونات المتحللة تزود النجم بمصدر طاقة داخلي ، إلا أن سعره مرتفع بشكل لا يصدق: لتوليد الحرارة والضوء ، يجب أن يتخلى النجم عن كتلة راحة خاصة به.

يمتلك القزم الأبيض ، الموجود بسبب انحلال البروتون ، لمعانًا يبلغ حوالي أربعمائة واط: وهذا بالكاد يكفي للحفاظ على توهج العديد من المصابيح. إن لمعان مجرة ​​كاملة من هذه النجوم أقل بمقدار عشرة تريليونات مرة من لمعان شمسنا. حتى إذا أضفنا الطاقة الإشعاعية لجميع النجوم في جميع المجرات التي تقع في الوقت الحالي ضمن أفقنا الكوني ، فإن السطوع الناتج سيظل أقل بمئة مرة من لمعان شمسنا. نعم ، لا يمكن أن يسمى مثل هذا المستقبل مشرق.

الإشعاع داخل القزم الأبيض سيتشتت عدة مرات قبل أن يصل إلى سطح النجم. في هذا العصر المستقبلي ، سوف تكون درجة حرارة سطح القزم الأبيض 0.06 درجة كلفن - حوالي مائة ألف مرة أكثر برودة من الشمس. لذلك من غير المحتمل أن تناسب مصابيح الإضاءة هذه التي تبلغ أربعة واطات سطح المكتب. إنها تنبعث منها إشعاع ، الطول الموجي المميز الذي يبلغ خمسة سنتيمترات - حوالي خمسون ألف مرة أطول من تلك الموجات التي تستطيع التقاط العين البشرية.

خلال المرحلة التطورية من تسوس البروتون ، يتم تغيير التركيب الكيميائي للقزم الأبيض إلى ما هو أبعد من التعرف عليه. لنفترض أننا بدأنا بنجم مصنوع من الكربون النقي. تحتوي كل نواة كربونية على ستة بروتونات وستة نيوترونات. عندما تتحلل البروتونات والنيوترونات ، تصبح النوى أصغر وتحتوي على جسيمات أقل. خلال هذه العملية ، يتم تقليل نواة الكربون الأصلية إلى جسيم واحد ، ويكمل النجم دورة حياته في شكل هيدروجين نقي.

هناك شيئان يعقدان هذه الصورة البسيطة. أولاً ، يمكن للإشعاع عالي الطاقة ، الذي يتم إطلاقه نتيجة لانحلال البروتون ، أن يطلق بروتونات ونيوترونات أخرى من النوى. هذه الجسيمات المحررة ، كقاعدة عامة ، تتخلى عن حريتها الجديدة وتتوحد مع النوى الأخرى. في المتوسط ​​، يصاحب كل انحلال للبروتون انتقال واحد لبروتون أو نيوترون إضافي من نواة إلى أخرى. وهكذا نحصل على نوع من القفزة النووية.

المشكلة الثانية هي الاندماج البارد. حتى في درجات الحرارة المنخفضة ، في هذه الحالة لا تتجاوز درجة واحدة تحت الصفر المطلق ، يمكن في بعض الأحيان توليف النوى بسبب مبدأ عدم اليقين Heisenberg. بسبب الطبيعة الموجية للجسيمات ، لا يمكن تحديد الموقع الدقيق لموضعها. ونتيجة لذلك ، تكون النويتان في بعض الأحيان قريبة بما يكفي لبعضهما البعض لتجميع نواة أثقل. في أعماق القزم الأبيض ، الذي هو مليون مرة أكثر كثافة من الأرض ، يستغرق توليف الهيدروجين البارد مائة ألف سنة فقط ، والكربون - حوالي مائتي سنة من العقود الكونية (10،200 سنة). وهكذا ، تميل الأقزام البيضاء إلى الاحتفاظ بتكوين الهيليوم. ومع ذلك ، فإن الفترات الزمنية المعطاة طويلة جدا بحيث لا يؤثر الاندماج البارد بشكل كبير على تطور القزم الأبيض خلال مرحلة تأخر البروتون ، والتي ستحدث في 10 37 سنة. من الواضح أيضًا لماذا لا يلعب الاندماج البارد أي دور مهم في الكون الحديث.

بما أن القزم الأبيض لا يزال يخسر كتلة أثناء تسميم البروتون ، فإن هيكله يخضع لتغييرات ملحوظة. بسبب الطبيعة غير المنطقية للمادة المنحلة ، يزداد الحجم الشعاعي للقزم الأبيض مع انخفاض كتلته. عندما يتوسع النجم ، تنخفض الكثافة ، وتتوقف المادة في النهاية عن التدهور. يحدث هذا التحول عندما تنخفض كتلة النجم إلى كتلة المشتري - حوالي ألف مرة أصغر من كتلة الشمس. في هذه المرحلة من التطور ، يمتلك النجم كثافة ماء ونصف قطر أصغر بعشر مرات من الشمس. يتكون النجم من كتلة متجمدة من ذرات الهيدروجين: نوع من الكرة الضخمة من الهيدروجين المتجمد.

بعد اختفاء الحالة المتدهورة ، يستمر القزم البلوري الأبيض في الانخفاض حتى يصبح صغيرا لدرجة أنه لم يعد يستطيع العمل كنجم. هذا التحول النهائي يصبح نهاية تطور النجوم. يموت النجم الحقيقي عندما يصبح شفافًا ، عندما يمكن للإشعاع الذي ينتشر داخل النجم أن ينفصل عنه بحرية ، دون تشتت. عند نقطة التحول هذه ، تبلغ كتلة النجم 10 24 جرامًا فقط - أي أقل بنحو ستة آلاف مرة من كتلة الأرض.

وهكذا ، فإن معظم النجوم في المرحلة قبل الأخيرة من التطور مقدر لها أن تتحول إلى كتلة هيدروجينية ، بحجمها أقل بحوالي سبعين مرة من القمر. مع انتهاء عملية تآكل البروتون ، يستمر هذا التكتل في التبخر. وهكذا ، يتضح المصير النهائي للأقزام البيضاء: لا يبقى شيء منهم. كل طاقة النجم ، في النهاية ، تنبعث في الفضاء البينجمي. ومرة أخرى ، تنتصر الديناميكا الحرارية في النهاية على الجاذبية.

النجوم النيوترونية ، هذه الأقارب النادرة والمكثفة للأقزام البيضاء ، تتبخر بطريقة مماثلة. يوفر تحلل البروتون نجومًا نيوترونية مع نفس لمعان إجمالي تقريبًا: حوالي أربعمائة واط. النجوم النيوترونية أصغر بكثير من الأقزام البيضاء. لذلك ، للحصول على نفس قوة الإشعاع ، يجب أن يكون سطح هذه النجوم أكثر سخونة: حوالي ثلاث درجات كلفن في حالة نجم نيوتروني نموذجي. تحتوي درجة الحرارة هذه تقريبًا على إشعاع حديث ، والذي يحدد درجة الحرارة الدنيا المتاحة في الكون اليوم. في الفترة من العقود الكونية السابعة والثلاثين إلى التاسعة والثلاثين ، تصدر النجوم النيوترونية ضوءًا خافتًا عند درجة حرارة تساوي ثلاث درجات ، وستكون كلفن من بين أكثر الأشياء سخونة في الكون.

ومع ذلك ، في المراحل الأخيرة من حياتهم ، فإن النجوم النيوترونية تختلف بعض الشيء عن الأقزام البيضاء. وبما أن النجم النيوتروني يفقد كتلته في عملية تحلل البروتون ، فإنه يصبح أقل كثافة ويختفي التنكس النيوتروني في نهاية المطاف. بمجرد أن تتوقف النيوترونات عن التنكّس ، يتم تحويلها إلى بروتونات وإلكترونات ومضادات قاتلة. يحدث هذا الانتقال عندما تنخفض كتلة النجم إلى أقل من عشر كتلة الشمس ، ويكون نصف قطرها حوالي مائة وأربعة وستون كيلومترًا. في هذه المرحلة ، لا تزال الكثافة كبيرة بما يكفي لكي تظل الإلكترونات متدهورة ، والنجم يشبه إلى حد كبير القزم الأبيض. وما زال الجسم النجمى المتبقى ، مثله مثل قزم أبيض ، يفقد الكتلة مع تزايد عدد البروتونات المتحللة ، حتى يختفى انحلال الإلكترونات. هذا عندما يتحول جسمنا إلى كتلة هيدروجين جليدية ، لا تتجاوز كتلتها كتلة الألف من كتلة الشمس. ثم تتحلل البروتونات في الشبكة البلورية ، مما يؤدي في النهاية إلى التبخر التام للنجم وتحويله إلى إشعاع وجسيمات صغيرة. في النهاية ، لا يبقى شيء من النجوم النيوترونية.

مصير الكواكب على المدى الطويل له تاريخ مشابه. تتكون الكواكب أيضًا بشكل أساسي من بروتونات تتحلل ، نتيجةً لتبخر الكوكب وتحويله إلى إشعاع. في الوقت الذي تبدأ فيه الكواكب المتبقية في الانهيار في عملية تحلل البروتون ، فإنها ستفصل منذ فترة طويلة عن النجوم الأم وسوف تتجول وحدها في مساحات الفضاء الشاسعة. مع التدمير البطيء لكوكب الأرض ، فإنها تنتج قوة متواضعة إلى حد ما: 1 ملي واط فقط في حالة كوكب مثل الأرض. وعلى الرغم من احتواء الكواكب في البداية على عناصر ثقيلة أكثر من النجوم ، فإنها ستتحول في وقتها إلى هيدروجين مجمّد. حتى الكواكب التي تتكون من الحديد النقي ستنهار بحلول العقد الكوني الثامن والثلاثين - حوالي ستة أرواح نصف بروتون. خلال العقد الكوني التاسع والثلاثين ، سيتطور الكوكب من كتلة صغيرة من بلورات الهيدروجين إلى حالة مدمرة بالكامل.

بحلول العقد الكوني الأربعين ، سوف تتحلل جميع البروتونات في الكون تقريبًا ، وستختفي المخلفات النجمية المنحلة. للوهلة الأولى ، سيتم استبدال هذا بقايا نجمية صلبة وغير قابلة للتدمير في بحر من الإشعاع المتناثر ، يتكون بشكل رئيسي من البروتونات والنيوترينوهات مع مزيج صغير من البوزيترونات والإلكترونات. سوف يكتسب الكون شخصية جديدة. من حين لآخر ، في هذه الساحة الهائلة من الخراب اللافت للنظر ، تم العثور على مناطق انفرادية من الزمكان المنحني للغاية ، ما يسمى الثقوب السوداء. في نهاية حقبة الاضمحلال ، تسعى الثقوب السوداء التي تحتوي على ما بين مليار إلى مليار كتلة شمسية إلى الدخول في الحقبة القادمة.

ملاحظات:

مزيج من الكلمات المعاكسة. - تقريبا. العابرة.