Nakon "izgaranja" termonuklearnog goriva u zvijezdi, čija se masa može usporediti s masom Sunca, u njezinom središnjem dijelu (jezgri) gustoća tvari postaje toliko visoka da se svojstva plina radikalno mijenjaju. Takav se plin naziva degeneriran, a zvijezde koje ga čine su degenerirane zvijezde.

Nakon formiranja degenerirane jezgre, termonuklearno sagorijevanje nastavlja se na izvoru oko njega, koji ima oblik sfernog sloja. U ovom slučaju, zvijezda se pretvara u crvenog diva. Omotnica takvih zvijezda doseže kolosalne dimenzije - stotine radijusa Sunca - i raspršuje se u prostor tijekom razdoblja od 10-100 tisuća godina. Odbačena ljuska ponekad se vidi kao planetarna maglica. Preostala vruća jezgra postupno se hladi i pretvara u bijeli patuljak u kojem se sile gravitacije suprotstavljaju tlaku degeneriranog elektronskog plina, čime se osigurava stabilnost zvijezde. S masom u blizini radijusa Sunca bijeli patuljak je samo nekoliko tisuća kilometara. Prosječna gustoća tvari u njemu često prelazi 109 kg / m3 (tona po kubičnom centimetru).

Bilo je moguće procijeniti prostornu gustoću bijelih patuljaka: ispada da bi u kugli s radijusom od 30 svjetlosnih godina trebalo biti oko 100 takvih zvijezda. Postavlja se pitanje: postaju li sve zvijezde bijeli patuljci na kraju svog evolucijskog puta? Ako ne, koji dio zvijezda ulazi u fazu bijelog patuljka? Najvažniji korak u rješavanju problema nastao je kada su astronomi nacrtali položaj središnjih zvijezda planetarnih maglica na dijagramu temperature i osvjetljenja. Da bismo razumjeli svojstva zvijezda smještenih u središtu planetarnih maglica, razmotrimo ta nebeska tijela. Na fotografijama, planetarna maglica izgleda kao proširena masa elipsoidnog plina sa slabom ali vrućom zvijezdom u sredini. U stvarnosti, ova masa je složena turbulentna, koncentrična ljuska koja se širi brzinom od 15-50 km / s. Iako ove formacije izgledaju kao prstenovi, u stvarnosti one su školjke i brzina turbulentnog kretanja plina u njima doseže oko 120 km / s. Pokazalo se da su promjeri nekoliko planetarnih maglina, kojima je moguće izmjeriti udaljenost, reda veličine 1. svjetlosna godina, ili oko 10 trilijuna kilometara.

Prošireni prema gore navedenim brzinama, plin u školjkama postaje vrlo ispražnjen i ne može se uzbuđivati, pa se ne može vidjeti nakon 100.000 godina. Mnoge planetarne magline koje danas vidimo rođene su u posljednjih 50.000 godina, a njihova tipična dob je blizu 20.000 godina. Središnje zvijezde takvih maglina su najtopliji objekti među onima koji su poznati u prirodi. Temperatura njihove površine varira od 50.000 do 1 milijun. K. Zbog neuobičajeno visokih temperatura, većina zvijezda zvijezda pojavljuje se u dalekom ultraljubičastom području elektromagnetskog spektra.

Ovo ultraljubičasto zračenje se apsorbira, pretvara i ponovno emitira iz ljuskastog plina u vidljivom području spektra, što nam omogućuje promatranje ljuske. To znači da su školjke mnogo svjetlije od središnjih zvijezda - koje su zapravo izvor energije - budući da ogromna količina zračenja zvijezde dolazi iz nevidljivog dijela spektra. Iz analize karakteristika središnjih zvijezda planetarnih maglica proizlazi da tipična vrijednost njihove mase leži u rasponu od 0,6–1 mase Sunca. A za sintezu teških elemenata u dubinama zvijezde potrebne su velike mase. Količina vodika u tim zvijezdama je beznačajna. Međutim, plinske školjke su bogate vodikom i helijem.

Neki astronomi vjeruju da 50-95 - svi bijeli patuljci ne potječu iz planetarnih maglica. Dakle, iako su neki bijeli patuljci u potpunosti povezani s planetarnim maglinama, barem polovica ili više njih potječe od normalnih zvijezda glavnog niza koje ne prolaze kroz fazu planetarne maglice. Cjelokupna slika stvaranja bijelih patuljaka maglovita je i neizvjesna. Postoji toliko mnogo detalja koji nedostaju da, u najboljem slučaju, opis evolucijskog procesa može biti izgrađen samo logičnim zaključcima. Ipak, opći zaključak je sljedeći: mnoge zvijezde gube dio tvari na putu do konačne, slične pozornici bijelog patuljka, a zatim se skrivaju u nebeskim “grobljima” u obliku crnih, nevidljivih patuljaka. Ako je masa zvijezde približno dvostruko veća od mase Sunca, tada takve zvijezde gube svoju stabilnost u posljednjim fazama svoje evolucije. Takve zvijezde mogu eksplodirati kao supernove, a zatim se smanjiti na veličinu kuglica u radijusu od nekoliko kilometara, tj. pretvoriti u neutronske zvijezde.

Nuklearne reakcije unutar bijelog patuljka ne idu. Pojavljuje se sjaj uslijed sporog hlađenja. Glavna zaliha toplinske energije bijelog patuljka sadržana je u oscilatornim gibanjima iona, koji na temperaturama ispod 15 tisuća Kelvina tvore kristalnu rešetku. Figurativno govoreći, bijeli patuljci su gigantski vrući kristali. Postupno, površinska temperatura bijelog patuljka se smanjuje i zvijezda prestaje biti bijela (u boji) - to je radije smeđi ili smeđi patuljak. Masa bijelih patuljaka ne može premašiti određenu vrijednost - to je takozvana Chandrasekhar granica (nakon američke astrofizike, indijskog porijekla, Subrahmanyan Chandrasekhar), to je oko 1,4 sunčeve mase. Ako je masa zvijezde veća, tlak degeneriranih elektrona ne može izdržati sile gravitacije, a za nekoliko sekundi dolazi do katastrofalne kompresije bijelog patuljka - kolapsa. Tijekom kolapsa, gustoća se dramatično povećava, protoni se kombiniraju s degeneriranim elektronima i tvore neutrone (to se naziva neutronizacijom tvari), a oslobođena gravitacijska energija uglavnom nosi neutrine. Što završava ovaj proces? na moderni pogledikolaps se može zaustaviti na gustoći od oko 1017 kg / m3, kada sami neutroni postanu degenerirani, a zatim nastane neutronska zvijezda; ili oslobođena energija potpuno uništava bijelog patuljka - a kolaps se u biti pretvara u eksploziju.

Mrtvi zvjezdani ostaci tamne materije, sudaraju se jedan s drugim, raspršeni u svemir i konačno se raspadaju, ostavljajući u nepostojanju.

Petnaesta kozmološka dekada, negdje blizu površine bijelog patuljka:

Miranda se prilijepila za brodski otvor brodske letjelice kako bi posljednji put pogledala njezin svijet. Kada su počele pripreme za lansiranje, ona je istodobno osjetila tugu i uzbuđenje koje je izazvalo tako blisku mogućnost da napusti tu civilizaciju i pokuša pronaći novo mjesto za osnivanje kolonije. Sferična metalna platforma koja se pružala ispod bila je tako ravna da je zakrivljenost njezine površine ostala gotovo nerazlučiva. Ova ogromna građevina sa slabo osvijetljenim gradovima i umjetnim krajolicima za bezbrojne generacije služila je kao utočište za njegove pretke.

Metalna površina na kojoj se nalazi kolonija gotovo je potpuno okružila kristaliziranog bijelog patuljka. Ovaj je dizajn dizajniran s savršenom preciznošću, što je omogućilo uhvatiti nisku energiju zračenja koju je ostatak duge mrtve zvijezde još uvijek proizvodio. Zahvaljujući prirodnom procesu hvatanja i uništavanja tamne tvari, bijeli patuljak razvio je dovoljno energije da održi milijardu građana. Sada, kada je broj stanovnika porastao, tako je i potreba za resursima. Vrijeme je da nađemo novo stanište.

Izgubljena u mislima, Miranda je zamišljala kakva bi mogla biti daleka prošlost u kojoj su se od brojnih vodikovih oblaka rodile sjajne mlade zvijezde. Koliko je drugačije izgledalo kao nebo, osvijetljeno milijardama zvijezda, u svakoj galaksiji. Ali ovaj rasipni svemir u prošlosti je već dugo mrtav. Kako onaj tko živi samo nekoliko stotina godina, može uopće shvatiti vremenske periode jednake trilijunima godina? Kad je zatvorila oči, razmišljajući o ovoj tajni, svemirska letjelica se nježno podigla s površine.

U međuvremenu, ispod površine bijelog patuljka, pojavili su se naizgled bezazleni događaji od ogromne važnosti. Bolno polako i neprimjetno za toplokrvna bića koja žive na površini, velike molekule postupno su rasle u još dulje lance tijekom kemijskih reakcija. Ovo povećanje složenosti potaknuto je slučajnim bujanjem visokoenergetskog zračenja koje curi iz dubina zvijezde. Dok se Miranda i njezina rasa držali postojanja u sve negostoljubivijem svemiru, prvi put je započela sinteza građevnih blokova za formiranje novog tipa biologije.

Što se događa kada zvijezde prestanu sjati? Za stotinu bilijuna godina, posljednje generacije zvijezda bit će istisnute iz iscrpljenih međuzvjezdanih oblaka, a čak će se i evolucija nekoliko još živih crvenih patuljaka postupno privoditi kraju. Čim se dinamički ciklus rođenja i smrti zvijezda pretvori u jednostavno pamćenje, Svemir će promijeniti svoj temperament, nadopuniti svoj sadržaj i nastaviti svoju evoluciju.

Kada svemir uđe doba propadanja, promjene postaju prilično očite. Obične zvijezde, koje postoje zbog spaljivanja vodika, postale su zvjezdani ostaci: smeđi patuljci, bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe. Iako ti predmeti mogu izgledati hladno i jadno, oni će biti izvor djelovanja i uzbuđenja u svemiru. Sati koji mjere brzinu uvođenja događaja, idu mnogo sporije. Počinju se pojavljivati ​​astrofizički događaji koji se, zbog ograničenih vremenskih ograničenja, nikada ne bi mogli pojaviti u modernom Svemiru.

Upoznajte degenerirane zvjezdane ostatke

Masa zvjezdanih ostataka služi kao svojevrsno "gnijezdo" za epohu propadanja. Već smo se susreli s tom kastom degeneriranih objekata u prethodnom poglavlju. Kroz ovu kolekciju zvjezdanih ostataka, rezultat zvjezdane evolucije, koja je trajala trilijune godina, su četiri obične klase: smeđi patuljci, bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe (vidi sliku 13). Međutim, zbog cjelovitosti, ne smijemo zaboraviti na mogućnost postojanja pete opcije. Kada nastane nestabilnost u prilično masivnoj, običnoj zvijezdi, rezultirajuća eksplozija supernove može ponekad biti tako snažna da je sva zvjezdana tvar raspršena u prostoru. Drugim riječima ništa nije ostalo, Takav ishod je brza i odlučna pobjeda termodinamike u svojoj borbi s silom gravitacije. U ostala četiri slučaja gravitacija ne odustaje tako lako.

Sl. 13. Na lijevom dijagramu prikazan je relativni broj zvijezda rođenih u različitim masenim rasponima. Najveći sektor je za smeđe patuljke čije su mase u rasponu od 0,01 do 0,08 mase Sunca. Drugi veliki sektor je dodijeljen pod crvenim patuljcima, čije su mase u rasponu od 0,08 do 0,43 Sunčeve mase. Sljedeći veliki sektor sadrži zvijezde srednje težine u rasponu od 0,43 do 1,2 sunčeve mase, masivne zvijezde padaju u rasponu od 1,2 do 8 solarnih masa, dok je najmanji sektor namijenjen teškim zvijezdama čija masa prelazi osam solarnih masa. , Desni dijagram prikazuje raspodjelu ostataka zvijezda - objekte koji su ostali na kraju evolucije zvijezda. Smeđi patuljci ostaju smeđi patuljci, ali većina zvijezda (s masom manjom od osam solarnih masa) svoj život završavaju kao bijeli patuljci. I samo mali dio zvijezda, čija masa prelazi osam solarnih, može se pretvoriti u crne rupe i neutronske zvijezde. Veličina sektora rezervirana za crne rupe i neutronske zvijezde pretjerana je zbog jasnoće.

Smeđi patuljci

Smeđi patuljci veći su od planeta, ali su manji od običnih zvijezda i predstavljaju najslabiju vrstu degeneriranih ostataka. To su gubitnici zvijezda - u smislu da se nuklearno paljenje vodika ne može dogoditi u njihovim dubinama. Oni nemaju pristup uobičajenom izvoru zvjezdane energije, zbog čega im je od trenutka rođenja predodređen nastavak skromnog života hlađenja i kompresije.

Postoji nekoliko fizičkih razloga za nemogućnost pretvaranja smeđih patuljaka u zvijezde. Jedan od najvažnijih je da su stope nuklearnih reakcija iznimno osjetljive na temperaturne promjene. Najmanji porast temperature u unutrašnjosti zvijezde uzrokuje ogroman val energije proizvedene u procesu sinteze vodika. Kao rezultat, temperatura pri kojoj se vodik proizvodi u zvijezdama je uvijek blizu deset milijuna stupnjeva Kelvina. (Čim zvijezda postane toplija, povećanje viška energije uzrokuje njegovo širenje i hlađenje.) Nadalje, kako temperatura ostaje konstantna na deset milijuna stupnjeva, kako se masa zvijezde smanjuje, njegova se gustoća jezgre povećava. Male zvijezde moraju se snažnije smanjiti kako bi dostigle središnju temperaturu od deset milijuna stupnjeva, zbog čega su mnogo gušće od masivnih. Posljednja slama je da se tlak koji stvara degenerirani materijal ubrzano povećava s povećanjem gustoće. To jest, ako pokušate stisnuti komad degenerirane supstance, to će biti vrlo teško i odoljet će se kompresiji.

Ako sve gore navedene fenomene spojimo zajedno, postaje jasno zašto zvijezde, da bi spalile vodik, moraju imati masu koja prelazi određeni minimum. Kako se masa zvijezde smanjuje, povećava se gustoća njezinih unutarnjih područja. Međutim, ako ta gustoća dosegne previsoku vrijednost, tlak degeneriranog plina dominira nad normalnim toplinskim tlakom i održava zvijezde sve dok temperatura ne dosegne potrebnih deset milijuna stupnjeva. Tako, pojava tlaka degeneriranog plina stvara maksimalnu temperaturu središta, koju zvijezda može doseći do zadane mase. Maksimalna srednja temperatura relativno malih zvijezda ne doseže deset milijuna stupnjeva - vrijednost na kojoj gori vodik. Ako i objekt koji želi postati zvijezda niska masa, on ne može spaliti vodik, i stoga nikada neće postati prava zvijezda.

Najmanje zvijezde koje mogu podnijeti reakcije nuklearne fuzije imaju masu od oko osam posto prema težini Sunca. Zvjezdani objekti, čija masa ne doseže taj minimum, su smeđi patuljci. Radijalna veličina smeđeg patuljka približno je usporediva s veličinom obične male zvijezde - jedne desetine veličine Sunca, ili oko deset puta veće od Zemlje. Posljednja važna karakteristika smeđih patuljaka je njihov kemijski sastav. Zbog činjenice da oni zapravo ne čine ništa, ti polu-zvjezdani uzgajivači gotovo u potpunosti zadržavaju obilje elemenata s kojima se rađaju. Stoga se uglavnom sastoje od vodika.

U posljednjih nekoliko godina, astronomi su otkrili sve više i više novih smeđih patuljaka i, doista, znanstvenici vjeruju da ih je dosta u svemiru. Galaksija veličine Mliječnog puta vjerojatno sadrži milijarde smeđih patuljaka. I premda do sada smeđi patuljci nisu imali velikog utjecaja na kozmos, ove neuspjele zvijezde pokazat će se kada Svemir postane stariji. U epohi propadanja, smeđi patuljci će sadržavati većinu neizgorenog vodika, koji će u tom trenutku ostati u svemiru.

Bijeli patuljci

Veliki broj zvijezda, uključujući i naše Sunce, na kraju života pretvaraju se u bijele patuljke. Unatoč činjenici da je mutna zvijezda, čija je masa jednaka samo osam posto Sunca, stotinu puta lakša od vruće zvijezde s masom osam sunca, emitirajući svjetlost jednaku svjetlosti od tri tisuće sunaca, od kojih je oboje predodređeno da se na kraju svoje evolucije pretvore u bijelu patuljci. Do kraja zvijezda, naša galaksija će sadržavati gotovo trilijun bijelih patuljaka i približno istu količinu smeđih patuljaka. Bijeli patuljci pojedinačno imaju mnogo veću masu, tako da će sadržavati najveći dio uobičajene barionske materije svemira.

Prosječna vrijednost raspona mase bijelih patuljaka nešto je manja od mase Sunca. Najmanji matični zvijezde, kako evoluiraju i postaju bijeli patuljci, gube vrlo mali dio svoje mase. U završnoj fazi evolucije, mali crveni patuljak se pretvara u bijelog patuljka gotovo iste mase. Zvijezde poput Sunca, koje su predodređene da nabubre u crvene divove, gube značajno veći dio izvorne mase. Sunce će proizvesti bijeli patuljak s masom od 0,6 sunca. Veće zvijezde, pretvarajući se u bijele patuljke, naprotiv, gube većinu svoje mase. Na primjer, zvijezda s masom od osam sunčevih zraka na kraju svog života pretvorit će se u bijelog patuljka mase od 1,4 sunčeve mase. Ostatak mase odnijet će zvjezdani vjetar kada se zvijezda nalazi u fazi crvenog diva. Ta će se zvjezdana tvar vratiti u međuzvjezdani medij, gdje će se ponovno upotrijebiti.

Oni bijeli patuljci koje danas vidimo na nebu pripadaju gornjoj polovici raspona mogućih masa tih zvijezda. Zbog relativno mlade dobi Svemira i njegovih zvjezdanih sadržaja, do sada su umrle samo one zvijezde čija masa prelazi 0,8 puta veću od mase Sunca. Manje zvijezde su mnogo veće i žive mnogo dulje. Najmanje zvijezde (čija je masa blizu minimuma od 0,08 mase Sunca) tek su započele svoju evoluciju. Međutim, u dalekoj budućnosti, čak i ove zvijezde će izgorjeti i pretvoriti se u bijele patuljke. Do početka raspada, najčešći bijeli patuljci imat će relativno male mase.

Bijeli patuljak s tipičnom masom od 0,25 solarnih masa ima radijus od 14.000 kilometara, što je dvostruko više od radijusa Zemlje. Čudno je da su teži bijeli patuljci manji. Bijeli patuljak, jednak mase Sunca, ima radijus od samo 8700 kilometara. Ovdje su neka čudna svojstva bijelih patuljaka: što su masovniji objekti manje veličine, zbog činjenice da se sastoje od degenerirane tvari. Ova čudna svojstva su dijametralno suprotna svojstvima obične materije. Ako povećate masu kamena, ona postaje veća i po veličini. Ako se masa bijelog patuljka poveća, smanjuje se!

Zašto su bijeli patuljci uopće vidljivi? Ako su ti objekti krajnji rezultat zvjezdane evolucije, koja se događa nakon završetka procesa termonuklearne fuzije, kako onda te zvijezde sjaje? Ovi zvjezdani ostaci sadrže veliku količinu toplinske energije preostale iz vatrenog razdoblja njihova života. Ova gigantska skladišta topline zrače energiju u svemir nevjerojatno polako. Kao rezultat toga, bijeli patuljci su vidljivi na nebu. Kako stari, zvijezde postaju sve hladnije i sve slabije zrače, prilično podsjećaju na ugušene žarke vatre. Potrebno je milijarde godina da se bijeli patuljak potpuno ohladi - vrijeme usporedivo s dobi modernog svemira. Kada, nakon trilijuna godina od sada, svemir uđe u eru propadanja, bijeli patuljci će doseći hladnu temperaturu tekućeg dušika. Daljnje hlađenje spriječeno je neobičnim unutarnjim izvorom energije, koji ćemo istražiti u ovom poglavlju nešto kasnije.

Neobično svojstvo bijelih patuljaka da imaju veću veličinu s manjom masom postavlja još jedno pitanje. Što se događa s dosljednim smanjenjem mase degeneriranog ostatka zvijezda? Je li ovaj objekt samo postupno rastao? Ne. Postoji neka granica. Kako se masa smanjuje i veličina zvijezde se povećava, gustoća materijala se smanjuje. Čim gustoća padne ispod određene kritične razine, tvar prestaje biti degenerirana i više se ne ponaša tako nelogično. Kada je masa zvijezde premala da bi bila degenerirana, ponaša se kao obična materija. Dakle, svaki objekt nalik zvjezdici mora imati neku minimalnu masu da bi bio degeneriran. Ta je masa oko tisućiti dio mase Sunca, koja je približno jednaka masi Jupitera. Svjetlosni objekti, čija masa ne prelazi tisućinku mase Sunca, ne pokazuju svojstva degenerirane tvari. Ponašaju se kao obična materija i nazivaju se planetima.

S druge strane, bijeli patuljci ne mogu biti preveliki. Pretežak bijeli patuljak očekuje snažnu eksploziju. Kako se masa povećava, bijeli patuljak postaje manji i gušći, zbog čega je potreban viši pritisak za održavanje zvijezde u borbi s suprotnom silom gravitacije. Da bi se održao taj viši tlak, u ovom slučaju tlak degeneriranog elektronskog plina, čestice se moraju kretati brže. Kada gustoća dosegne tako veliku vrijednost da se tražena brzina čestica približava brzini svjetlosti, zvijezda počinje ući u veliku nevolju. Einsteinova teorija relativnosti postavlja strogu granicu pri svakoj brzini: niti jedna čestica se ne može kretati brzinom koja prelazi brzinu svjetlosti. Kada zvijezda dosegne stanje u kojem se čestice moraju kretati brzinom koja prelazi brzinu svjetlosti, ona je osuđena na propast. Gravitacija nadilazi pritisak degeneriranog plina, izaziva katastrofalni kolaps, time inicira eksploziju zvijezde - eksploziju supernove. Ti se spektakularni bljeskovi mogu usporediti s onima koji označavaju smrt masivnih zvijezda (kao što smo rekli u prethodnom poglavlju).

Da bi se izbjegla vatrena smrt u eksploziji supernove, bijeli patuljak trebao bi imati masu koja ne prelazi 1,4 Sunčeve mase. Ova vitalna masovna masa se naziva chandrasekhar masa, u čast izvanrednog astrofizičara S. Chandrasekhara. U dobi od osamnaest godina pronašao je ovu granicu mase pomoću izračuna tijekom plovidbe oceanom iz Indije u Veliku Britaniju, čak i prije nego što je 1930. počeo poslijediplomski studij na Sveučilištu u Cambridgeu. Nakon toga je za svoj doprinos astrofizici dobio Nobelovu nagradu za fiziku.

Neutronske zvijezde

Unatoč nevjerojatno visokoj gustoći bijelih patuljaka, neutronska zvijezda je čak i gušći oblik zvjezdane tvari. Tipična gustoća bijelog patuljka premašuje gustoću vode "samo" milijun puta. Međutim, atomske jezgre su mnogo gušće - oko kvadrilijuna (10-15) puta gušće od vode, ili milijardu puta gušće od bijelog patuljka. Ako je zvijezda stisnuta do nevjerojatno visoke gustoće atomske jezgre, zvjezdana tvar može doseći egzotičnu, ali stabilnu konfiguraciju. Na tim visokim gustoćama, elektroni i protoni više vole postojati u obliku neutrona, tako da je u biti sve materije u obliku neutrona. Ovi neutroni degeneriraju, a tlak koji stvaraju, opet zbog djelovanja principa nesigurnosti, ograničava zvijezdu od gravitacijskog kolapsa. Neutronska zvijezda koja nastaje Kao rezultat toga, vrlo je slična odvojenoj atomskoj jezgri divovskih veličina.

Nepojmljivo visoke gustoće potrebne za stvaranje neutronske zvijezde prirodno se postižu tijekom kolapsa koji masivne zvijezde doživljavaju na kraju svog života. Središnja regija zvijezde koja je dostigla kasni stupanj evolucije pretvara se u degenerirano željezno jezgro, koje se sabija tijekom gravitacijskog kolapsa, inicira eksploziju supernove, nakon čega često ostaje neutronska zvijezda. Osim toga, neutronske zvijezde mogu nastati kao posljedica kolapsa bijelih patuljaka. Ako bijeli patuljak polako povećava svoju masu, stječe je od zvijezda-satelita, ponekad uspije izbjeći smrt u bljesku supernove i smanjiti se, pretvarajući se u neutronsku zvijezdu.

U usporedbi s bijelim i smeđim patuljcima, neutronske su zvijezde relativno rijetke. Uostalom, oni se mogu formirati samo kao posljedica smrti zvijezda, čija je masa pri rođenju više od osam puta veća od mase Sunca. Ove goleme zvijezde predstavljaju samo "masivnu" repu distribucije zvjezdanih masa. Velika većina zvijezda premala je. Samo svaka četiristo zvijezda je rođena dovoljno velika da eksplodira i ostavi iza sebe neutronsku zvijezdu. Ali čak i sa tako malim šansama, velika galaksija će sadržavati milijune neutronskih zvijezda.

Masa tipične neutronske zvijezde je oko jedan i pol puta veća od mase Sunca. Baš kao iu slučaju bijelih patuljaka koji postoje zbog pritiska degeneriranog elektronskog plina, tlak degeneriranog neutrona ne može podnijeti ostatak zvijezde proizvoljno velike mase. Ako masa postane prevelika, gravitacija prevladava pritisak degeneriranog plina i zvijezda se skuplja. Maksimalna moguća masa neutronske zvijezde leži u intervalu između dvije i tri mase Sunca, ali ne znamo njezinu točnu vrijednost. Uz nepojmljivo visoke gustoće koje materija dostiže u središtu neutronske zvijezde, ona dobiva vrlo egzotična i pomalo nedefinirana svojstva. Unatoč činjenici da su neutronske zvijezde teže od Sunca, njihov radijus je vrlo mali: samo deset kilometara. Male veličine, zajedno s velikom masom, ukazuju na nevjerojatnu gustoću materije. Kubični centimetar tvari (veličine kocke šećera) koji čini neutronsku zvijezdu teži gotovo milijardu slonova!

Crne rupe

Četvrta moguća smrt zvijezde je njezina transformacija u crnu rupu. Nakon eksplozije i izumiranja najmasivnijih zvijezda može ostati neki predmet čija masa prelazi dopušteni maksimum neutronske zvijezde (vrijednost između dvije i tri solarne mase). Dovoljno masivni zvjezdani ostatak ne može postojati zbog pritiska degeneriranog plina i mora se srušiti i postati crna rupa. Slično tome, potpuno formirani bijeli patuljci i neutronske zvijezde mogu steći dodatnu masu, obično od zvijezda koje ih prate, i postati preveliki da bi postojale zbog pritiska degeneriranog plina. Previše teški ostaci koji se pojavljuju kao rezultat toga također bi se trebali urušiti i ponekad mogu oblikovati crne rupe.

Crne rupe su čudna stvorenja: njihova gravitacijska polja su toliko jaka da ih čak ni svjetlo ne može napustiti. Zapravo, upravo to svojstvo služi kao odrednica crnih rupa. Za te objekte, kozmička brzina (brzina koja je potrebna za odvajanje od površine) prelazi brzinu svjetlosti. Zbog relativističke granice brzine koju nameće Einstein - ništa se ne kreće brže od brzine svjetlosti - niti čestice niti zračenje ne mogu napustiti crnu rupu. Pa ipak, ta nesumnjivo rigorozna tvrdnja nije apsolutno istinita zbog djelovanja Heisenbergovog načela nesigurnosti. Nakon vrlo dugog vremena, crne rupe će se morati odreći masa koje su tako čvrsto držane u stisku, ali to će se dogoditi tek nakon dugog vremena nakon završetka epohe kolapsa.

Crne rupe su nevjerojatno kompaktne. Crna rupa s masom Sunca ima radijus od samo nekoliko kilometara (oko jedne milje). Kao još jedan primjer, napominjemo da je crna rupa veličine bejzbola oko pet puta teža od Zemlje. Ovi izvanredni zvjezdani objekti imaju još mnogo drugih egzotičnih svojstava, o čemu će biti riječi u sljedećem poglavlju.

Masivne zvijezde su relativno rijetke, a crne rupe koje formiraju još su rjeđe. Manje od jedne zvijezde od tri tisuće ima šansu da postane crna rupa nakon završetka te faze svog života u kojoj gori vodik. Zbog ove oskudice, ove zvijezde u dublima neće igrati važnu ulogu sve dok se ne završi razdoblje kolapsa.

Uz crne rupe nastale smrću zvijezda, naš svemir je naseljen drugom vrstom tih objekata. Crne rupe koje pripadaju toj drugoj klasi nalaze se u središtima galaksija. U usporedbi sa svojim zvjezdanim dublima, ove supermasivne crne rupe su doista ogromne. Njihova masa se kreće od milijun do nekoliko milijardi solarnih masa. Za usporedbu, stvarni polumjer crne rupe, čija je masa jednaka masi milijuna sunca, je oko četiri puta veća od radijusa Sunca.

Galaksije u sudaru

Trenutno, naša galaksija, Mliječna staza, sadrži sto milijardi blistavih zvijezda, koje zajedno izgledaju kao blijedo sjajni pojas koji se proteže kroz noćno nebo. U eri propadanja, nebo će biti crno. Ali najveće galaksije, zadržane od propadanja gravitacijskim djelovanjem hladnih mrtvih zvijezda i tamne tvari, ostaju netaknute.

Međutim, najneizvjesnija prijetnja za obične galaksije poput Mliječnog puta nije smrt njihovih konstitutivnih zvijezda, već destruktivni sudari s drugim galaksijama. U pravilu, galaksije postoje u skupinama ili skupinama. Od širenja, ove nakupine imaju efekt gravitacijskog privlačenja, pri čemu se svaka galaksija kreće kroz skupinu u svojoj vlastitoj orbiti. Kada veliki objekti s labavom strukturom, poput galaksija, prolaze jedan pored drugog, oni doživljavaju neku vrstu trenja, uzrokujući da se kreću prema središtu grozda. U blizini središta klastera galaksije su relativno slobodno smještene i pokazuju tendenciju međusobnih sudara.

Sudari galaksija će imati utjecaj na svemir u relativno bliskoj budućnosti. Neke galaksije se sudaraju čak iu našem vremenu - u doba zvijezda. Kada svemir uđe u eru propadanja, ove galaktičke interakcije će imati sve važnije posljedice.

Kada se galaksija sudari, zvijezde koje pripadaju dvjema izvornim galaksijama miješaju se tako da tvore veću, ali manje organiziranu, složenu galaksiju. Miješana kompozitna galaksija, za razliku od zasebnih diskastih galaksija s elegantnom spiralnom strukturom, je kaotična i amorfna. Tijekom sudara, galaksija oslobađa duge pruge zvijezda, koje se nazivaju i plimni repovi. Orbite zvijezda postaju složene i nepravilne. Mješovita galaksija je vrlo slična kaši.

Sudari galaksija često su popraćeni snažnim rafalima formiranja zvijezda. Divovski oblaci plina koji se nalaze u galaksijama tijekom tih sudara miješaju se i stvaraju nove zvijezde s nevjerojatnom brzinom. Brojne supernove nastale smrću masivnijih zvijezda mogu imati vrlo ozbiljne posljedice.

Unatoč činjenici da nakon sudara struktura galaksije u cjelini izgleda potpuno drugačije, neke zvijezde i njihovi solarni sustavi gotovo je ne osjećaju. Galaksija Mliječni put je uglavnom prazan prostor: zvijezde u galaksiji su kao zasebne zrnce pijeska koje su međusobno odvojene nekoliko milja praznine u bilo kojem smjeru. Čak iu nekoliko gustih spojenih galaksija, udaljenost između zvijezda je više od jedne svjetlosne godine, što je tisuću puta veće od Sunčevog sustava i deset milijuna puta više zvijezda, Planetarni sustavi u galaksiji u sudaru neće ni osjetiti sporu katastrofu koja se dogodila oko njih i nastavlja se milijunima godina. Najvidljivija posljedica takve katastrofe za planet poput Zemlje bila bi postupno udvostručavanje broja zvijezda vidljivih na noćnom nebu.

Zapravo, Mliječni put je predodređen da preživi galaktički sudar (i izgubi svoju individualnost) u relativno bliskoj budućnosti. Susjedna galaksija Andromeda, također poznata kao M31, trenutno se kreće duž putanje koja će dovesti do sudara s Mliječnim putem. Međutim, zbog poteškoća u izradi točnih astronomskih mjerenja brzina galaksija, ne možemo točno odrediti smjer u kojem se Andromeda kreće. Međutim, apsolutno je jasno da će ova velika galaksija proći vrlo blizu naše galaksije i može se čak sudariti s njom za otprilike šest milijardi godina: baš kada Sunce počne bujati, pretvarajući se u crvenog diva. Čak i ako se Andromeda i Mliječna staza ne sudaraju na ovom sastanku, prije ili kasnije se ionako neće izbjegavati. Mliječni put je definitivno u gravitacijskoj komunikaciji s Andromedom. Kako te dvije galaksije kruže jedna oko druge i energija se gubi zbog dinamičkog trenja, buduće spajanje postaje gotovo neizbježno.

Tako je dugoročna sudbina nakupina galaksija u potpunosti predodređena: galaksije koje ulaze u skupinu će na kraju interakciju i spajanje. Njihovi nezavisni identiteti će se ujediniti kada se cijeli grozd pretvori u jednu ogromnu i neurednu zbirku zvijezda. Kada se Svemir kreće od epohe zvijezda do epohe raspada, moderni grozdovi galaksija postat će ogromne buduće galaksije. Zapravo, cijela naša lokalna skupina galaksija, uključujući Mliječni put i Andromedu, postupno će se pretvoriti u jednu metagalaksiju.

Galaksije u procesu opuštanja

Praznine između zvijezda u galaksiji Mliječnog puta toliko su velike da su zvijezde doživjele vrlo malo izravnih sudara, ako su uopće preživjele. Barem za sada. Nastavljajući temu koja nam je već poznata, recimo da se čak i rijetki događaji mogu dogoditi ako im damo dovoljno vremena. Kako se epoha propadanja približava, sudari zvijezda ili događaji bliski njima postat će sve važniji. Takvi susreti će radikalno promijeniti strukturu Galaksije i naposljetku dovesti do njezine smrti. Međutim, s obzirom na činjenicu da će ovo doba uništenja doći samo na vrhuncu ere propadanja, zvijezde će već biti zvjezdani ostaci, a Galaksija će odavno postati produkt niza galaktičkih fuzija.

Ali čak iu eri propadanja, izravni sudari zvijezda su relativno rijetki. Bliski susreti i bliski susreti događaju se mnogo češće od istinskih sukoba. Kako se epoha propadanja razvija, zvijezde redovito prolaze jedna uz drugu, međusobno djelujući kroz uzajamnu gravitacijsku privlačnost. Bliski prolaz dvije zvijezde dovodi do male promjene u brzini i smjeru svake od njih. Zvijezde imaju tendenciju međusobne disperzije kad god su blizu, kao što je prikazano na slici. 14.

Sl. 14. Ovaj dijagram pokazuje reakciju dviju zvijezda na pristup. Po završetku interakcije, svaka zvijezda počinje kretati u novom smjeru, dobiva drugačiju vrijednost energije, a time i brzinu. Vrlo velik broj takvih aproksimacija će dovesti do dinamičkog opuštanja galaksije i tako će, nakon dugog vremenskog razdoblja, promijeniti njegovu strukturu.

Tijekom vremena pojavljuju se mnoge takve varijacije, a njihovi se učinci polako akumuliraju. Krajnji rezultat dugog niza sličnih varijacija je preraspodjela pojedinačnih brzina zvijezda koje rotiraju u orbiti unutar galaksije. Manje i lakše zvijezde imaju tendenciju povećanja brzine i orbitalne energije, dok teže zvijezde gube orbitalnu energiju. Kada su mnoge zvijezde uključene u ovu preraspodjelu "bogatstva", struktura Galaksije se polako mijenja u procesu dinamičko opuštanje, Kako se ovo opuštanje odvija, neki zvjezdani ostaci stječu toliko energije da su prisiljeni napustiti galaksiju. S vremenom, sve veći broj zvijezda isparava iz umiruće galaksije, sudarajući i krećući se u međugalaktički prostor brzinom od tri stotine kilometara u sekundi (675 000 milja na sat).

Tijekom dinamičkog opuštanja povećava se broj izbačenih zvijezda, zbog čega se u galaksiji događaju važne strukturne promjene. Kako galaksiju ostavljaju zvijezde s maksimalnim energijama, preostale zvijezde imaju u prosjeku manje energije. Dakle, postoji curenje energije. Kao odgovor na rastuću energetsku krizu, galaksija je prisiljena postati manja i gušća. Ovo smanjenje galaksije izaziva još veći broj zvjezdanih pristupa i protjerivanje sve većeg broja zvijezda. Kako se taj proces ubrzava, situacija može izmaknuti kontroli: galaksija će izbaciti većinu svojih zvijezda, nakon čega će ostati vrlo mali i bit će grupirani u gustu grudu.

Zvijezde niskih energija koje nisu jako vedro obećavaju past će u središte galaksije, gdje, kako znanstvenici vjeruju, postoji supermasivna crna rupa, a to vrijedi za svaku galaksiju. Ove divovske crne rupe imaju mase koje su milijuni ili čak milijarde puta veće od sunčevih. U procesu opuštanja galaksije, crna rupa smještena u njezinu središtu apsorbira lutajuće zvijezde koje joj se približavaju: bit će unutar horizonta događaja. Tijekom ere raspadanja, ove supermasivne crne rupe postupno će povećavati svoju težinu zbog kontinuirane apsorpcije padajućih zvijezda.

Galaksije će postojati milijarde puta duže od modernog doba Svemira. Takav dugi vijek trajanja određen je ogromnim udaljenostima koje razdvajaju pojedine zvijezde i sporom brzinom kojom ih zvijezde nadilaze. Međutim, nakon što prođe dovoljno vremena, galaksije će se morati suočiti s vlastitim uništenjem. Tijekom sljedećih devetnaest ili dvadeset kozmoloških desetljeća (10 19 ili 10 20 godina), većina mrtvih zvijezda u galaksiji će je napustiti tijekom procesa isparavanja zvijezda. Mali i nesretni dio zvijezda, možda i reda od jedan posto, progutat će crna rupa smještena u središtu galaksije. Na kraju ovog dinamičnog procesa opuštanja, život galaksije se zapravo završava.

Tijekom opuštanja i raspršenja galaksije, konvergencija prolaznih zvijezda ima poražavajući učinak na sve planete koji se još rotiraju u orbitama zvijezda. Ovi događaji, koji mijenjaju trajektorije zvijezda, teže pomicanju planeta iz orbita koje zauzimaju, što rezultira time da se planeti odvode u golemu prazninu prostora. Ispričali smo o sudbini takvih "beskućničkih" planeta u prethodnom poglavlju. Planete čiji su orbitalni radijusi usporedivi s radijusom naše Zemlje bit će izbačeni iz njihovih solarnih sustava u petnaestom kozmološkom desetljeću. Vanjski planeti s velikim orbitama su osjetljiviji, zbog čega su do tada već dugo utonuli u vječnost. Planet poput Neptuna, čiji je orbitalni radijus trideset astronomske jediniceće biti isključeni iz Sunčevog sustava u samo dvanaest kozmoloških desetljeća - trilijuna godina. U eri propadanja, čak i najskriveniji planeti mogu napustiti svoje orbite. Planet, čija je orbita deset puta manja od Zemlje (nešto manja od orbite Merkura), bit će izbačena iz orbite nakon otprilike sedamnaest kozmoloških desetljeća. Tako će zvijezde izgubiti svoje solarne sustave mnogo prije devetnaestog-dvadesetog kozmološkog desetljeća, kada zauvijek napuštaju galaksiju.

Tako je dugoročna budućnost planeta općenito i naše Zemlje, osobito, prilično sumorna. U bliskoj budućnosti, planet će doći pod vatru kometa i asteroida, što će uzrokovati globalne klimatske promjene i katastrofalna uništenja opće prirode. Nakon toga, kada roditeljske zvijezde unutarnjih planeta narastu do veličine crvenih divova, ti će planeti izgorjeti do zemlje i postati potpuno sterilni. Tada će svi preživjeli planeti biti silovito izbačeni iz svojih solarnih sustava i jedan po jedan bačeni u vječnu tamu međuzvjezdanog prostora.

Sudari degeneriranih zvijezda

Rijetki izravni sudari mrtvih zvjezdanih ostataka su trenutci zaista izvanrednog uzbuđenja, slično uzvičnicima, stavljajući naglaske na gotovo beskrajno opustošene prostore epohe kolapsa. Ovi sudari mogu stvoriti obične nove zvijezde, čudne nove vrste zvijezda i spektakularne bljeskove.

U toj epohi budućnosti, većina uobičajenog baryonic materije galaksije je koncentrirana u bijelim patuljcima. I premda smeđi patuljci, koji imaju manju masu, sadrže manje tvari, ima ih približno jednaka količina. U velikoj galaksiji Mliječnog puta, kumulativna populacija bijelih i smeđih patuljaka trebala bi biti u milijardama. Tijekom kretanja mrtvih zvijezda u njihovim orbitama, s vremena na vrijeme javljaju se izravni sudari: otprilike jedan takav sudar svakih nekoliko stotina milijardi godina. Ako uzmemo u obzir sadašnju dob Galaksije, od deset milijardi godina, postoji velika vjerojatnost (koja iznosi oko devet desetina) da još nije bilo sudara zvijezda. Sudari će početi kada je svemir star nekoliko stotina milijardi godina. U petnaestom desetljeću kozmologije, galaksija će biti potresena stotinama ili čak tisućama sudara.

Sudari dvaju smeđih patuljaka zanimljivi su s aspekta astronomije, geologije i, možda, čak i biologije. Veliki dio preostalog vodika u svemiru zatvoren je smeđim patuljcima, koji ga ne pretvaraju u teže elemente. Kada se dva smeđa patuljca sudaraju pod kutom blizu ravne linije, mogu formirati složeni zvjezdani objekt koji će sadržavati glavninu izvorne mase dviju zvijezda (vidi sliku 15). Ako njegova kombinirana masa nadmašuje masu praga koju bi zvijezda trebala imati, ovaj interakcijski proizvod može se smanjiti i zagrijati sve dok dugotrajna sinteza vodika ne zapali novo formiranu zvijezdu. Rodit će se zvijezda. Male crvene zvijezde koje su rezultat takvih bizarnih sukoba kasnije će proživjeti trilijune godina.

Sl. Ovaj računalni model prikazuje sukob dva smeđa patuljka. Prve tri slike prikazuju prvih nekoliko minuta ovog događaja. Krajnji rezultat sudara, prikazan shematski na četvrtoj slici, je stvarna zvijezda, čija je masa dovoljna za iniciranje sinteze vodika. Sudar prirodno stvara plin i prašinu koja okružuje novorođenu zvijezdu; ovaj disk je medij u kojem se mogu formirati planeti

Kroz te astronomske katastrofe mogu se stvoriti nove zvijezde čak i kada su sve rezerve plina u međuzvjezdanom mediju već davno završene. U galaksiji veličine Mliječne staze u bilo kojem trenutku bit će sijalo oko stotinu takvih zvijezda. Kumulativna luminescencija tih mutnih crvenih ostataka daje galaksiji ukupnu snagu zračenja usporedivu s onom modernog Sunca.

Osim toga, sudari smeđih patuljaka mogu stvoriti planete. Ako se ne radi o izravnom izravnom sudaru, dio smeđeg patuljastog plina prebrzo će se okretati da bi postao dio novoformirane zvijezde. Ova rotirajuća tvar lako oblikuje kružni disk plina i prašine oko novorođenog zvjezdanog objekta. Budući da je formiranje planeta vjerojatan ishod istaknutog diska, te nove zvijezde nastoje stvoriti nove solarne sustave.

Planeti nastali uslijed sudara dva smeđa patuljka moraju imati sve sastojke potrebne za razvoj života. Planet pod zaštitom crvenog patuljka može ostati topao trilijune godina, znatno iznad modernog doba Zemlje. Ovi sustavi imaju veliku opskrbu teškim elementima, uključujući kisik i ugljik, koji su temelj zemaljskog života. Na planetima koji se okreću u povoljnim orbitama može postojati tekuća voda. U principu, poznati tipovi života mogu nastati i razvijati se na takvim novim planetima, sve dok se Galaksija ne raspada. I tek nakon dvadesetog kozmološkog desetljeća, kada Galaksija ispari i učestalost sudara smeđih patuljaka se smanji na nulu, posljednji zemaljski svjetovi će pasti kao žrtva vječne noći.

Sudari bijelih patuljaka mogu izazvati čak i jače, iako kraće, vatromet. Ako se dva bijela patuljka sudaraju i spajaju, i ako je masa novonastalog objekta veća od Chandrasekharove granice, pritisak degeneriranog plina neće moći zadržati proizvod tog spajanja od gravitacijskog kolapsa. Tada će se novorođena, ali pretjerano teška zvijezda morati rasprsnuti u supernovu. Približno jedan od deset sudara bijelih patuljaka završit će eksplozijom supernove. Prema tome, Galaksija, sve dok ona ostaje sigurna i zdrava, predodređena je da iskusi jedan takav bljesak svake trilijune godina za dvadesetak kozmoloških desetljeća. Izbijanja supernova su i danas prilično spektakularna, ali u očajnom okruženju umiruće galaksije ere propadanja, ona će biti doista impresivna.

Međutim, najvjerojatniji ishod rijetkog sudara dviju bijelih patuljaka nije eksplozija supernove, već formiranje čudne nove vrste zvijezde. Većina bijelih patuljaka dolazi od zvijezda male mase i gotovo su u potpunosti helij. Kao posljedica sudara dvaju takvih tipičnih bijelih patuljaka formira se nešto veći zvjezdani objekt koji se sastoji od helija. Ako masa konačnog proizvoda sudara prelazi 0,3 puta veću od Sunčeve mase, u svojoj dubini helij u načelu može zapaliti. Takve zvijezde mogu istopiti helij u teže elemente na isti način kao i razvijene (stare) zvijezde veće mase (što smo već opisali u prethodnom poglavlju). Međutim, da bi zvijezda počela spaljivati ​​helij, sudar joj mora pružiti dovoljno veliku toplinsku energiju, koja je vrlo slična uobičajenoj situaciji za nas kada toplinu upaljene šibice koristimo za osvjetljavanje lista papira. Ako temperatura zvijezde nije dovoljno visoka da spali helij, ona će se smanjiti i pretvoriti u drugog bijelog patuljka koji luta galaksijom u očekivanju novog sudara ili protjerivanja u intergalaktički prostor.

U usporedbi s njihovim običnim blizancima, koji postoje zbog spaljivanja vodika, ove zvijezde, spaljivanjem helija, su toplije, svjetlije, gušće i žive mnogo manje. Radijus tipične zvijezde, čija je masa jednaka polovici sunčeve, deset puta je manji od radijusa Sunca, a svjetlost je deset puta veća. Površina takve zvijezde je nevjerojatno vruća: njezina je temperatura 35000 stupnjeva Kelvina, što je oko šest puta više od temperature Sunca. U srži zvijezde uvjeti su još ekstremniji: temperatura od sto milijuna stupnjeva i gustoća od gotovo 10.000 grama po kubičnom centimetru. Ove zvijezde žive samo nekoliko stotina milijuna godina - dugo razdoblje po ljudskim standardima, ali samo trenutak u usporedbi s dugim vremenom formiranja. Čak i ako se oko tih zvijezda formiraju planetarni sustavi, oni očito neće imati vremena vidjeti razvoj složenog života na njima zbog kratkog postojanja. Ako izvedemo ekstrapolaciju vremena potrebnog za razvoj složenih životnih oblika na Zemlji, život u tim sustavima nije vjerojatno da će se uzdići iznad naj primitivnijih oblika koje predstavljaju virusi i jednoćelijska biota.

U sudaru nekoliko teških bijelih patuljaka može se pojaviti zvijezda drugog čudnog tipa. Ako masa proizvoda sudara prijeđe 0,9 mase Sunca, ali ne dosegne Chandrasekharsku granicu (zbog koje ne eksplodira), novi će objekt, u načelu, moći održavati sintezu ugljika u svojoj jezgri. Zvijezda koja izgara ugljik ima još egzotičnija svojstva od zvijezde koja gori helij. Ugljikova zvijezda mase jednake Sunčevoj je oko tisuću puta svjetlija od sunca, a njezina površina kipi na 140.000 Kelvina. Prema zvjezdanim standardima radijus takve zvijezde je malen - nešto više od radijusa Zemlje. U jezgri zvijezde temperatura se približava milijardu stupnjeva, a gustoća je stotinu tisuća puta veća od gustoće kamena. Ove svijetle svijeće žive samo milijun godina. Sve planete koje ih prate će i dalje biti u najranijim fazama formacije, kada zvijezda iscrpi svoje nuklearno gorivo i ugasi. Malo je vjerojatno da se u to vrijeme može razviti čak i najprimitivnija biosfera.

Uništenje tamne tvari

Halosi galaksija uglavnom se sastoje od tamne tvari, od kojih većina, čini se, postoji u obliku čestica ne-barionske materije. Podsjetimo se da se barionska tvar sastoji uglavnom od protona i neutrona, što rezultira velikim dijelom onoga što smatramo običnom tvari. Kao što smo rekli u prvom poglavlju, moderni astronomi vjeruju da bi veliki dio mase Svemira trebao pasti u ne-barionsku materiju. Štoviše, vjeruje se da je značajna količina ove neobične tvari u galaktičkom halou.

Nazvan je jedan od kandidata za ulogu tamne tvari slabo interaktivne masivne čestice, Ove prilično čudne čestice, čija je masa deset do sto puta veća od mase protona, međusobno djeluju samo kroz slabu nuklearnu interakciju i gravitaciju. Oni ne nose električni naboj, zbog čega su ravnodušni prema djelovanju elektromagnetske sile. Također nisu podložne jakoj interakciji, zbog čega se ne vežu jedna s drugom i ne tvore jezgre. Budući da te čestice međusobno vrlo slabo djeluju, one mogu dugo živjeti u raspršenim područjima poput galona. Konkretno, mogu živjeti mnogo dulje od modernog doba Svemira. Međutim, nakon dovoljno dugih vremenskih razdoblja, ove čestice međusobno djeluju s običnom tvari, što dovodi do njihovog međusobnog uništenja.

Uništenje tamne tvari događa se pod dvije različite okolnosti. U prvom slučaju, kada se dvije čestice susreću u galaktičkom orelu, one mogu međusobno djelovati, što će dovesti do njihovog izravnog zajedničkog uništenja. U drugom slučaju, čestice su zarobljene ostacima zvijezda, primjerice bijelim patuljcima, a zatim se međusobno uništavaju već unutar zvijezde. Oba ova mehanizma igraju važnu ulogu u budućnosti Galaksije i Svemira.

U galaktičkom halou, čestice tamne materije imaju nisku gustoću: reda veličine jedne čestice po kubičnom centimetru - i prilično velike brzine: oko dvjesto kilometara u sekundi. Budući da te čestice osjećaju samo slabe interakcije, vjerojatnost anihilacije je izuzetno mala. Međutim, nakon dvadeset tri kozmološka desetljeća (10 23 godine), zbog tih interakcija, populacija čestica tamne tvari koja nastanjuje aureolu doživjet će značajne promjene. Prilikom uništavanja čestica tamne tvari obično se za sobom ostavljaju manje čestice s relativističkim brzinama - tako velike da čestice mogu prevladati gravitacijsku privlačnost Galaksije. Dakle, konačni rezultat procesa anihilacije je zračenje masene energije galaktičkog haloa u intergalaktički prostor.

Budući da prisutnost tamne tvari čini veliki dio ukupne mase Svemira, proizvodi anihilacije iz interakcija tamne tvari važan su dio sadržaja Svemira u kasnijim epohama, osobito između dvadesetog i četrdesetog kozmološkog desetljeća. Preostali proizvodi izravnih anihilacijskih događaja u galaktičkim oreolima pružaju veliku raznolikost čestica, uključujući fotone, neutrine, elektrone, pozitrone, protone i antiprotone.

Tamna tvar zarobljena je zvjezdanim ostacima bijelog patuljastog tipa. Tamna materija galaktičkih oreola osigurava pozadinsko more čestica koje kontinuirano teku kroz prostor. Te čestice prolaze i kroz sve objekte u galaksiji: zvijezde, planete i, u pravom kozmološkom razdoblju, ljudi. Oko sto milijardi takvih čestica prožima vas, čitatelja, svake sekunde. Međutim, zbog činjenice da ove čestice djeluju samo kroz slabu interakciju, i to stvarno jako puno  slabi, prožimaju sve vrste materije, uopće ne djeluju na njega. Međutim, s vremena na vrijeme čestica tamne materije stupa u interakciju s jezgrom atoma i time je lišava određene količine energije.

Ako dođe do takve interakcije u dubinama bijelog patuljka, čestica tamne tvari može ostati u gravitacijskoj komunikaciji sa zvijezdom. Nakon dužeg vremena, populacija takvih čestica unutar zvjezdanog objekta postupno se povećava. Vrijeme potrebno da se tamna tvar uhvati za vrijeme takvog procesa je mnogo dulje od vodikovog dijela života zvijezda, koji gotovo čitavo vrijeme vode život zvjezdanih ostataka. Kako se povećava koncentracija čestica tamne tvari u zvjezdanoj jezgri, povećava se vjerojatnost anihilacije tih čestica. Na kraju, zvijezda doseže stabilno stanje, u kojem se anihilacija u ostatku zvijezde javlja istom brzinom po kojoj se čestice hvataju iz galaktičkog haloa.

Proces hvatanja i uništavanja tamne tvari je vitalni izvor energije za bijele patuljke budućnosti. Ovi zvjezdani objekti su ostaci zvijezda koje su umrle nakon završetka reakcija termonuklearne fuzije u njihovim dubinama. U nedostatku dodatnog izvora energije, bijeli patuljci postali bi hladniji i prigušeniji sve dok njihova temperatura ne bi bila jednaka temperaturi pozadine Svemira. Međutim, zbog energije koju izvlače iz uništenja tamne tvari, bijeli patuljci mogu zračiti energiju jako dugo. Ukupna snaga zračenja jednog bijelog patuljka, zahvaljujući tom procesu anihilacije, iznosi otprilike jedan kvadrilijun (10 15) vata. Iako je ta beznačajna snaga oko stotinu milijardi puta manja od snage Sunčevog zračenja, upravo taj mehanizam proizvodnje energije će vladati svemirom u budućnosti. Takva proizvodnja energije može se nastaviti sve dok galaktički oreol ostane netaknut - oko dvadeset kozmoloških desetljeća (10-20 godina) ili deset milijardi puta dulje od razdoblja tijekom kojeg sunce gori vodik.

Čestice tamne materije, zarobljene od bijelih patuljaka, na kraju anihiliraju u zračenje, koje na kraju počinje dominirati u pozadinskom zračnom polju Svemira. Međutim, prije napuštanja zvijezde, ovo zračenje ulazi u raspon dužih valova, a time i niže prosječne energetske vrijednosti. Fotoni napuštaju površinu zvijezde, s karakterističnom valnom duljinom od oko pedeset mikrona (jedan dvadeseti milimetar) - vrijednost koja je stostruko veća od valne duljine svjetlosti koju emitira sunce. Ovo zračenje je nevidljivo ljudskom oku, ali suvremena oprema lako snima te infracrvene fotone. Površinska temperatura zvijezde je niska - samo 63 stupnjeva Kelvina - malo ispod temperature tekućeg dušika.

U ovo doba buduća povijest  Svemirske galaksije neće izgledati kao danas. Tipična galaksija budućnosti sadrži milijarde zvjezdanih ostataka, od kojih svaki zrači energijom zbog procesa hvatanja i uništenja tamne tvari. U isto vrijeme, ukupna snaga zračenja cijele galaksije takvih zvjezdanih ostataka usporediva je sa snagom zračenja jednog od naših Sunaca. Među tim sjajnim ostacima raspršene su stotine tradicionalnijih zvijezda nastalih kao posljedica sudara smeđih patuljaka. I premda su, po modernim standardima, ove male zvijezde prilično mutne, u neprobojnoj tami budućnosti one će biti prave svjetionici. Ukupna snaga zračenja koju stvara tih nekoliko stvarnih zvijezda će zasjeniti milijarde bijelih patuljaka.

Živim u bijeloj patuljastoj atmosferi

Unatoč činjenici da su nam oblici života koji su nam poznati možda pod prijetnjom smrti, u atmosferi starih bijelih patuljaka postoji zanimljiva prilika za budući život. Ne zaboravite da će nas svaka rasprava o budućim životnim oblicima zasigurno dovesti u područje pretpostavki. Međutim, sljedeći lanac prosudbi ne samo da uzrokuje određeni interes, već i jasno opisuje fizičke uvjete koji će postojati unutar bijelih patuljaka u dalekoj budućnosti.

Nakon smrti izvorne zvijezde, bijeli patuljak se brzo hladi dok glavni izvor energije nije hvatanje i kasnije uništenje čestica tamne tvari. Čim se to dogodi, bijeli patuljak prelazi u više ili manje stabilno stanje, u kojem će biti sve dok se sva tamna tvar u galaktičkom orelu ne isprazni, ili dok sama zvijezda ne bude izbačena iz galaksije tijekom dinamičkog opuštanja. , U svakom slučaju, tipični bijeli patuljci imaju oko dvadeset kozmoloških desetljeća (10-20 godina) tako da se život razvija u njihovoj atmosferi. Ovaj ogromni vremenski interval je sto milijardi puta duži od vremena koje je trebalo da se razvije život na Zemlji. S tako dugo vremena, mogućnost biološke evolucije bilo koje vrste postaje vrlo uvjerljiva, a povećanje složenosti može čak biti moguće.

U nekim aspektima, životni scenarij na bijelom patuljku nejasno podsjeća na život na Zemlji. Bijeli patuljak ima približno jednaku radijalnu veličinu kao i Zemlja. Kako su zemaljski oblici života ograničeni na područja koja se nalaze blizu površine našeg planeta, tako će i svi mogući oblici života u atmosferi bijelog patuljka također biti smješteni u vanjskim slojevima zvijezde. Unutarnji dio zvijezde sastoji se od degenerirane tvari, a ne pojavljuju se kemijske reakcije u unutrašnjosti zvijezde. Zanimljiva kemija može biti povezana samo s vanjskim slojem. Izvor energije za bijelog patuljka je polje zračenja koje zagrijava površinske slojeve iznutra, dok Zemlja prima toplinu odozgo - od Sunca. Najvažnija razlika je da se život na Zemlji temelji na prisutnosti tekuće vode, dok u atmosferi bijelog patuljka gotovo da neće biti tekuće vode. U okruženju bijelog patuljka najviše se može nadati postojanju neke vrste kemijske reakcije.

Prvi uvjet za postojanje života je ispravna mješavina kemijskih elemenata. Bijeli patuljci veće mase prirodno sadrže velike količine dvaju najvažnijih elemenata za kopnene organizme - ugljik i kisik. Najmanji bijeli patuljci, čija masa ne prelazi polovicu sunca, naprotiv, sastoje se od gotovo jednog helija. Helij je gotovo potpuno kemijski inertan i stoga nije poželjan za okoliš, u odnosu na koji imamo nadu u nastanak života. Dakle, veći bijeli patuljci imaju mnogo bolje šanse da skrivaju biosferu na sebi.

Dugo vremena, površinska temperatura bijelog patuljka je oko 63 stupnja Kelvina, što je vrlo blizu temperaturi tekućeg dušika. U dubinama zvijezde malo toplije, iako ne mnogo. Glavni dio unutarnjih područja bijelog patuljka ispunjen je degeneriranom tvari, pri čemu se toplina lako širi iz unutarnjih područja u vanjske. Zbog relativno lakog prijenosa topline, zvijezda doseže gotovo konstantnu temperaturu u gotovo cijelom unutarnjem području. Međutim, vanjski slojevi zvijezde, blizu njezine površine, ne sastoje se od degeneriranih, već običnih materija.

Najviši sloj zvijezde u načelu je sposoban podržavati kemijske reakcije i ima pristup širokom rasponu fotonskih energija koje pokreću te reakcije. Uništenje tamne materije, koja se pojavljuje u jezgri zvijezde, proizvodi visoko-energetska zračenja - gama zrake, čija energija doseže milijarde elektron volta. Sve dok ovo zračenje dopire do gornjih slojeva zvijezde, njegovi valovi postaju duži, a energija fotona se smanjuje. Na vanjskoj površini zvijezde, fotonska energija, u prosjeku, čini dio frakcija volta elektrona. Za usporedbu, možemo reći da su u kemijskim reakcijama tipične vrijednosti energije po čestici nekoliko elektron volti. Dakle, u atmosferi bijelog patuljka točno je raspon energija fotona potreban za pokretanje kemijskih reakcija.

Što je s ukupnom rezervom energije takve zvijezde? Bijeli patuljak, koji postoji zbog uništenja tamne tvari, proizvodi energiju jednaku oko 10 15 vata. Ova snaga zračenja je mala u usporedbi sa svjetlošću modernog Sunca, ali je prilično velika u odnosu na ukupnu snagu koju proizvodi cijela ljudska civilizacija. Kao još jedna usporedba, napominjemo da je udio sunčeve energije koju Zemlja doživljava oko 10 17 W. Drugim riječima, snaga potrebna za pokretanje biološke evolucije u bijeloj patuljastoj atmosferi je jedan posto ukupne snage koja je na raspolaganju Zemljinoj biosferi ovih dana.

Idemo dalje u ovom mentalnom eksperimentu, približno procjenjujući vjerojatnost postojanja bilo kojeg oblika života u atmosferi bijelih patuljaka. Slijedeći primjer Freemana Dysona, pretpostavimo da je život podložan nekoj vrsti zakona sukladnosti ljestvica, što, s druge strane, znači da subjektivno vrijeme koje živo biće osjeća ovisi o temperaturi na kojoj djeluje. U slučaju nižih temperatura, život teče sporije, tako da će osjećaj istog broja trenutaka svijesti u takvom stvorenju trajati više vremena.

Što se tiče naše hipotetske biote, koja se razvija blizu površine bijelog patuljka, njezina temperatura okoline trebala bi biti oko 63 stupnja Kelvina, što je oko pet puta manje od temperature sisavaca. Hipoteza podudaranja ljestvice navodi da je potrebno pet puta više realnog (fizičkog) vremena da takvo stvorenje preživi istu stvarnu “količinu” života. Tako, u usporedbi sa životom na Zemlji, život u atmosferi bijelog patuljka gubi faktor pet zbog činjenice da ima nižu stopu metabolizma, kao i faktor jedan zbog činjenice da ima manje energije. Taj gubitak od faktora 500 više je nego kompenziran raspoloživim vremenom, što je sto milijardi puta duže. Kombinirajući ove dvije konkurentske akcije, vjerujemo da život u bijeloj patuljastoj atmosferi ima brojčanu prednost od oko sto milijuna. Čak i ako je evolucija života u bijeloj patuljastoj atmosferi sto milijuna puta manje učinkovita od biološke evolucije na Zemlji, ova zvijezda još uvijek ima vremena i energije koja je dovoljna da stvori čitavu mrežu različitih životnih oblika, usporedivih po veličini s biosferom današnje Zemlje. ,

Međutim, naše razumijevanje života i evolucije daleko je od potpunog. Ova ekstrapolacijska crta nije stroga predviđanja, već prilično zanimljiva prilika. Atmosfere bijelih patuljaka imaju prilično velik izvor energije i zaista ogromnu količinu vremena. U takvom okruženju moguće je pojavljivanje zanimljive kemije. Iako, općenito, ne možemo jamčiti da su vrijeme, energija i kemija dovoljni uvjeti za nastanak biologije. Međutim, u jedinom poznatom primjeru, zanimljiva kemija dovela je do evolucije života. Ne znamo je li se ta mogućnost ostvarila u budućnosti.

Živjeti izvan atmosfere bijelog patuljka

Možete zamisliti tradicionalniji pogled na postojanje života u budućnosti. Bijeli patuljci, koji žive kroz hvatanje i uništavanje čestica tamne tvari, pružaju stvarnu svjetlost od 10 15 W. Ta dovoljno velika količina energije emitira površinu zvijezde, usporedivu po veličini sa Zemljom. Želja da neka buduća civilizacija koristi tu energiju, mogla bi okružiti ovu zvijezdu sferičnom ljuskom, koja bi uhvatila energiju koju zrači. Takvo bi poduzeće zahtijevalo izgradnju planetarnih razmjera - skup, ali prilično realan cilj za visoko razvijenu civilizaciju.

U takvim sustavima bijelih patuljaka, ukupna raspoloživa snaga znatno premašuje snagu koju trenutno razvija i troši naša civilizacija na Zemlji. Ta nominalna snaga bijelih patuljaka može se uključiti u perspektivu na drugi način. Pretpostavimo da civilizacija koja živi u blizini bijelog patuljka ima milijardu građana. Tada bi svaki član ovog društva imao pristup jednom punom megavatu snage: to je dovoljno za rad deset tisuća stereo snimača u punom volumenu. Štoviše, takva opskrba energijom može trajati dvadeset kozmoloških desetljeća (stotinu milijardi godina) - znatno više od dvjesto godina u kojima ćemo u potpunosti iscrpiti rezerve fosilnih goriva na našoj Zemlji.

Rast crnih rupa

U eri propadanja crne rupe rastu i postaju masivnije. Oni dobivaju na masi, proždiru zvijezde i plin, koji su opasno blizu "površini" crne rupe - horizontu događaja. Kao što ćemo vidjeti u sljedećem poglavlju, na kraju, crne rupe moraju odustati od svoje gigantske mase emitirajući zračenje, ali to će se dogoditi mnogo, mnogo kasnije od trenutka kada dolazi i završava era propadanja. U međuvremenu, oni i dalje dobivaju na težini.

U principu, supermasivne crne rupe mogu progutati cijelu galaksiju u kojoj žive. Koliko će trajati taj proces? Ako bi crna rupa teška milijun sunaca, poput one u središtu Mliječnog puta, nasumice apsorbirala zvijezde, usisala bi cijelu našu galaksiju za tridesetak kozmoloških desetljeća (milijun trilijuna godina). Da je crna rupa u početku imala mnogo veću masu, recimo milijardu Sunaca, uspjela bi uništiti Galaksiju u mnogo kraćem razdoblju - za dvadeset četiri kozmološka desetljeća. Bilo kako bilo, oba ova razdoblja su mnogo dulja od očekivanog vijeka trajanja galaksija. Kao što smo rekli, zvijezde koje tvore galaksiju će ispariti u međugalaktički prostor nakon što je prošlo samo dvadeset kozmoloških desetljeća. Kao rezultat toga, većina zvijezda će moći izbjeći "bijes" crnih rupa, ali neki od njih još uvijek umiru na taj način.

Međutim, obje će crne rupe i nekoliko ostataka zvijezda postojati nakon nestanka galaksija. Nakon dvadesetak kozmoloških desetljeća, crne rupe i ostaci zvijezda pripadaju njihovom lokalnom superklasteru, koji slijedi hijerarhiju strukture velikih razmjera kojoj je nekada pripadala galaksija. Ova veća struktura ostaje vezana silama gravitacije i ponaša se na neki način kao divovska galaksija. Crna rupa, barem jedna po nekadašnjoj galaksiji koja pripada određenom grozdu, lutat će po ovoj skupini, apsorbirajući zvijezde i drugu materiju s kojom se susreću. Dakle, crne rupe nastavljaju povećavati masu i povećavati se

U odsutnosti suprotnih fizikalnih učinaka, dinamički procesi isparavanja zvijezda, gravitacijsko zračenje (vidi 4. poglavlje) i apsorpcija zvijezda crnim rupama nastavit će se na još većim prostornim i shodno tome vremenskim skalama. Kraj te hijerarhije mora započeti s krajem ere propadanja.

Ostatke zvijezda i svega što smatramo običnom tvari oblikuju protoni. I nakon velikog vremenskog razdoblja, priroda ovih većine protona će se promijeniti do neprepoznatljivosti.

Protonska propadanja

Jedno od iznenađenja koje nam je fizika čestica predstavila u drugoj polovici dvadesetog stoljeća je da se proton ne ispoljava kao vječan. Protoni, koji su se dugo smatrali stabilnim i beskonačno dugovječnim česticama, kako se ispostavilo, nakon dovoljno dugog vremena, mogu se raspasti na manje čestice. U biti, protone karakterizira egzotična vrsta radioaktivnosti. One emitiraju manje čestice i pretvaraju se u nešto novo. Ovaj proces propadanja će trajati nevjerojatno dugo, mnogo dulje od sadašnjeg doba Svemira, daleko iznad životnog vijeka zvijezda i čak mnogo dulje od životnog vijeka galaksija. Međutim, u usporedbi s vječnošću, protoni će uskoro nestati.

Kako je to moguće? Već poznajemo pozitron - anti-materijalni partner više konvencionalnog elektrona koji nosi pozitivan naboj. Može se pretpostaviti da se kao posljedica propadanja protona treba pojaviti pozitron i da se određena energija dodatno oslobodi, jer je masa protona gotovo dvije tisuće puta veća od mase pozitrona. Dakle, pozitron je niže energetsko stanje. Jedan od temeljnih fizičkih principa kaže da se svi sustavi razvijaju u smjeru država s nižom energijom. Voda teče niz brdo. Uzbuđeni atomi emitiraju svjetlo. Lagane jezgre poput vodika tijekom sinteze pretvaraju se u teže od helija do željeza, jer veće jezgre imaju nižu energiju (po čestici). Velike jezgre poput urana su radioaktivne i raspadaju se u manje jezgre s nižom energijom. Zašto se protoni ne mogu raspasti u pozitrone ili druge male čestice?

Na najosnovnijoj razini, mnoge fizičke teorije imaju inherentni zakon koji zabranjuje propadanje protona, iako bi kao rezultat tog raspada mogli ući u stanje s nižom energijom. Ukratko, ovaj se zakon može formulirati na sljedeći način: uvijek se čuva barionski broj. Protoni i neutroni su sastavljeni od obične materije, koju zovemo baryon. Svaki proton ili neutron sadrže jednu jedinicu barionskog broja. Čestice tipa elektrona i pozitrona imaju nula barionskog broja, kao i fotone, čestice svjetlosti. Prema tome, ako se proton raspada u pozitrone, u ovom procesu gubi se barionski broj.

Međutim, u novijim verzijama teorija čestica postoji rupa u zakonu. Zakon koji zabranjuje propadanje protona ponekad može biti povrijeđen, ali samo ponekad. U praksi, ovaj očiti oksimoron znači da će protoni propadati nakon vrlo dugog vremena, mnogo dulje od sadašnjeg doba Svemira.

Protonsko raspadanje može ići na mnogo različitih putova, zbog čega može biti mnogo različitih proizvoda ovog propadanja. Jedan od tipičnih primjera prikazan je na slici 16. U ovom slučaju proton se raspada u pozitron i neutralni pion, koji se potom raspada u fotone (zračenje). Mnogi drugi načini propadanja su mogući. Raznovrsnost proizvoda ovog raspadanja i njihovih populacija još nije poznata.

Sl. 16. Ovdje je jedan od mogućih načina propadanja protona. U ovom slučaju, konačni rezultat protonskog raspada je pozitron (elektronski antičestica) i neutralni pion. Božur je izuzetno nestabilan i brzo se pretvara u zračenje (tj. Raspada se u fotone) .Ako se takav raspad dogodi u gustom mediju kao što je bijeli patuljak, pozitron se brzo anihilira s elektronom, formirajući dva više visoko-energetska fotona.

Čitatelj se može zapitati zašto zapravo raspravljamo o propadanju protona, a ne neutrona. Činjenica je da će se neutroni unutar jezgre raspasti nakon približno istog vremenskog razdoblja. Slobodni neutroni ne žive predugo. Neutrona lijevo za sebe raspada u proton, elektron i antineutrino za oko deset minuta. Takva metoda raspada nije dopuštena za neutrone vezane u atomske jezgre. Vezani neutroni mogu preživjeti samo dugoročne metode raspadanja, slične putovima propadanja protona.

Moderna fizika ne određuje točno prosječan vijek trajanja protona. Najjednostavnija verzija te teorije predviđa da će se proton raspasti za oko trideset kozmoloških desetljeća (10-30 godina ili kvadrilijona kvadriliona godina). Međutim, ova jednostavna predviđanja već su opovrgnuta eksperimentima koji pokazuju da životni vijek protona mora premašiti trideset dvije kozmološke desetljeća. Protonsko raspadanje predviđa teorija velikog ujedinjenja  - Teorija koja kombinira jake, slabe i elektromagnetske interakcije. Te teorije povezane su s nevjerojatno visokim energijama koje su postojale u našem Svemiru tek u prvim trenucima nakon Velikog praska. Energije najvećih akceleratora čestica su milijarde puta manje od onih potrebnih za proučavanje ovog zanimljivog fizičkog načina. Kao rezultat toga, fizičari još nemaju konačnu verziju teorije velikog ujedinjenja. Trenutačno se proučavaju mnoge moguće opcije, od kojih sve daju različita predviđanja o trajanju protona.

Ako uzmemo u obzir da je svemir star samo deset milijardi godina, ideja o provođenju eksperimenta mjerenja vremena u kvadrilijonu kvadriliona godina (trideset kozmoloških desetljeća) izgleda gotovo nerealno. Međutim, ako imate opću ideju o procesu radioaktivnog raspada, temeljna ideja postaje jasna. Sve čestice, u ovom slučaju protoni, ne žive određeno vrijeme, nakon čega istodobno propadaju. Naprotiv, postoji vjerojatnost raspadanja čestica u bilo koje vrijeme, Zbog činjenice da je vjerojatnost takvog propadanja zanemariva, većina čestica će živjeti do velike dobi. Životni vijek čestice je prosječno vrijemekoje čestice žive, a ne pravi  vrijeme dodijeljeno svakom od njih. Uvijek će biti čestica koje će rano propadati. A ova vrsta smrtnosti djece među česticama može se mjeriti empirijski.

Da biste otkrili proces raspadanja, potreban vam je velik broj čestica. Za veću jasnoću, pretpostavimo da želimo izmjeriti propadanje protona, čiji je procijenjeni vijek trajanja 10 32 godine. Ako uzmete veliki spremnik koji sadrži 10 32 protona (mali bazen duljine dvadeset metara, pet širina i dva dubina, može djelovati), približno jedan proton godišnje raspadat će u ovom eksperimentalnom aparatu. Kad bismo mogli stvoriti osjetljive alate koji nam omogućuju da registriramo svako takvo propadanje, onda bismo samo morali čekati nekoliko godina, nakon čega bi se naše mjerenje moglo smatrati potpunim. U praksi ta mjerenja uključuju nešto sofisticiranije eksperimentalne probleme, ali osnovna ideja je sasvim razumljiva. Konkretno, kako bi saznali odgovor na pitanje koje smo postavili, nije potrebno čekati 10 32 godine. Eksperimenti ove vrste već su pokazali da životni vijek protona prelazi 10 32 godine. Trenutno se nastavljaju eksperimenti na otkrivanju propadanja protona.

Protonsko raspadanje može se predvidjeti vrlo općenito. U ranom Svemiru, neki proces koji se odvija kršenjem baryonskog broja stvarao je materiju, koju promatramo u našem modernom Svemiru. Podsjetimo se da je u prvoj mikrosekundi povijesti prostora nastao blagi višak tvari nad antimaterijom. Količina materije u svemiru može premašiti količinu antimaterije samo ako se kao rezultat nekog fizičkog procesa formira dodatni baryonski broj. Ali ako se može dogoditi sličan proces, tijekom kojeg se krši zakon očuvanja baryonskog broja, protoni su osuđeni na smrt. Tada je propadanje protona samo pitanje vremena.

Mogući putevi protonskog raspada, spomenuti do sada, ne uključuju četvrtu silu prirode - gravitaciju. Međutim, gravitacijska sila kontrolira dodatni mehanizam propadanja protona. Zapravo, proton nije nedjeljiva čestica: ona se sastoji od tri konstitutivne čestice koje se nazivaju kvarkovima. Kvarkovi u protonu nisu u mirovanju: oni su u stanju stalnog uzbuđenja. Iako vrlo, vrlo rijetko, ali još uvijek mogu zauzeti gotovo istu poziciju unutar protona. Kada se ta konvergencija dogodi, ako su kvarkovi dovoljno blizu jedan drugome, mogu se spojiti u mikroskopsku crnu rupu. Procjene o prosječnom vremenu koje je potrebno za proton u tunel u minijaturnu crnu rupu variraju u širokom rasponu: od četrdeset pet do sto šezdeset i devet kozmoloških desetljeća, pri čemu se preferira donji kraj tog raspona. Nepotrebno je reći da ovaj proces još nije dobro shvaćen, zbog čega se vijek trajanja protona koji mu odgovara može nazvati samo u vrlo gruboj aproksimaciji. Ali ako protoni propadaju i ranije, predodređeni su da nestanu tijekom tog procesa - da prihvate smrt od sile gravitacije.

Kao što ćemo raspraviti u sljedećem poglavlju, crne rupe također nisu vječne. Štoviše, male crne rupe žive mnogo manje od velikih. Nakon samo-transformacije protona u crnu rupu, gotovo će se odmah ispariti, ostavljajući iza sebe pozitron. Dakle, proton je još jedno bojište gravitacije i termodinamike. Zbog nemilosrdne akcije gravitacije, prije ili kasnije, ona može izazvati smrt protona i stvaranje sitnih crnih rupa. Ali ovaj prividni trijumf gravitacije je kratkog vijeka. Crne rupe isparavaju odmah nakon što se pojave. Većina protonske masovne energije ulazi u zračenje, entropija se oslobađa u svemir, a termodinamika slavi konačnu pobjedu.

Postoji još jedan, još egzotičniji, mehanizam propadanja protona. Konfiguracije vakuumskog praznog prostora mogu imati više od jednog mogućeg stanja. U principu, vakuum može spontano promijeniti svoju konfiguraciju tijekom procesa kvantno mehaničkog tuneliranja. Budući da prijelazi vakuuma iz jednog stanja u drugo uzrokuju promjene u barionskom broju, mogu poslužiti kao okidač za raspad protona. Međutim, takvi prijelazi su snažno potisnuti, zbog čega zahtijevaju mnogo vremena. U odsutnosti brže staze propadanja, protoni će biti uništeni djelovanjem ovog mehanizma u sto četrdesetoj ili sto pedeset kozmološkoj dekadi.

Sudbina degeneriranih ostataka

Posljednje poglavlje zvjezdane evolucije otkriva se u propadanju protona. Iako se istinski životni vijek protona nije mjerio empirijski, u ovoj knjizi pretpostavljamo da je tipičan životni vijek protona trideset sedam kozmoloških desetljeća (deset trilijuna trilijuna godina). Kada se protoni raspadaju unutar zvijezde, na primjer unutar bijelog patuljka, rezultirajuća energija obnavlja zalihe energije ove zvijezde. Najčešći produkti ovog raspada su pozitron i pion, koji se trenutačno raspada u visoko-energetske gama zrake. Pozitron brzo pronalazi elektron, i te dvije čestice uništavaju, stvarajući još dva visoko-energetska gama fotona. Tako na kraju masa mirovanja  proton se pretvara u gama zračenje, zagrijavajući zvijezdu. Zbog toga propadajući protoni daju zvijezdu unutarnji izvor energije, osim što je cijena toga nevjerojatno visoka: da bi stvorila toplinu i svjetlost, zvijezda mora odustati od svoje vlastite mase odmora.

Bijeli patuljak, koji je postojao zbog propadanja protona, ima svjetlost od oko četiri stotine vata: to je jedva dovoljno za održavanje sjaja nekoliko žarulja. Svjetlost cijele galaksije takvih zvijezda je deset bilijuna puta manja od svjetlosti našeg Sunca. Čak i ako zbrojimo snagu zračenja svih zvijezda u svim galaksijama koje trenutno spadaju u naš kozmološki horizont, rezultirajuća svjetlost će i dalje biti stotinu puta manja od svjetlosti našeg Sunca. Da, takva se budućnost teško može nazvati sjajnom.

Radijacija unutar bijelog patuljka bit će razbacana mnogo puta prije nego što dosegne površinu zvijezde. U ovom budućem razdoblju, površinska temperatura bijelog patuljka bit će samo 0,06 stupnjeva Kelvina - oko sto tisuća puta hladnija od Sunca. Stoga te žarulje od četiri vata vjerojatno neće stati kao radna površina. Oni emitiraju zračenje, čija je valna duljina karakteristična pet centimetara - oko pedeset tisuća puta dulje od onih valova koji su sposobni uhvatiti ljudsko oko.

Tijekom evolucijske faze protonskog raspada, kemijski sastav bijelog patuljka se mijenja do neprepoznatljivosti. Pretpostavimo da smo počeli sa zvijezdom od čistog ugljika. Svaka jezgra ugljika sadrži šest protona i šest neutrona. Kako protoni i neutroni propadaju, jezgre postaju manje i sadrže manje čestica. Tijekom tog procesa izvorne ugljikove jezgre reduciraju se na jednu česticu, a zvijezda završava svoj životni ciklus u obliku čistog vodika.

Dvije stvari kompliciraju ovu jednostavnu sliku. Prvo, visoko-energetsko zračenje, koje se oslobađa kao posljedica propadanja protona, može osloboditi druge protone i neutrone iz jezgara. Te oslobođene čestice, u pravilu, odustaju od svoje nove slobode i ujedinjuju se s drugim jezgrama. U prosjeku, svaki protonski raspad popraćen je jednim prijelazom dodatnog protona ili neutrona iz jedne jezgre u drugu. Tako dobivamo neku vrstu nuklearnog skoka.

Drugi problem je hladna fuzija. Čak i pri niskim temperaturama, u ovom slučaju ne više od jednog stupnja ispod apsolutne nule, ponekad se mogu sintetizirati jezgre zbog Heisenbergovog načela nesigurnosti. Zbog valne prirode čestica, nije moguće odrediti točnu lokaciju njihovog položaja. Kao rezultat toga, dvije jezgre su ponekad dovoljno blizu jedna drugoj da sintetiziraju težu jezgru. U dubinama bijelog patuljka, koji je milijun puta gušći od Zemlje, hladna sinteza vodika traje samo sto tisuća godina, a ugljik - oko dvjesto kozmoloških desetljeća (10.200 godina). Tako bijeli patuljci imaju tendenciju zadržavanja sastava helija. Međutim, dani vremenski intervali su toliko dugi da hladna fuzija ne utječe značajno na evoluciju bijelog patuljka tijekom faze protonske raspada, koja će se dogoditi u 10 37 godina. Također je jasno zašto hladna fuzija ne igra nikakvu zanimljivu ulogu u modernom Svemiru.

Kako bijeli patuljak i dalje gubi masu tijekom propadanja protona, njegova struktura prolazi kroz zamjetne promjene. Zbog nelogične prirode degenerirane tvari, radijalna veličina bijelog patuljka raste kako se masa smanjuje. Kada se zvijezda širi, njezina se gustoća smanjuje, a tvar na kraju prestaje biti degenerirana. Taj se prijelaz događa kada se masa zvijezde smanji na masu Jupitera - oko tisuću puta manja od mase Sunca. U ovoj fazi evolucije zvijezda ima gustoću vode i radijus deset puta manji od Sunca. Zvijezda se sastoji od smrznute mase atoma vodika: svojevrsne ogromne kugle ledenog vodika.

Nakon nestanka degeneriranog stanja, bijeli kristalni patuljak nastavlja opadati sve dok ne postane toliko mali da više ne može funkcionirati kao zvijezda. Ovaj konačni prijelaz postaje kraj zvjezdane evolucije. Prava zvijezda umire kada postane prozirna, kada se zračenje koje se širi unutar zvijezde može slobodno, bez rasipanja, odvojiti od njega. Na ovoj prekretnici, masa zvijezde je samo 10 24 grama - oko šest tisuća puta manja od mase Zemlje.

Dakle, većina zvijezda u pretposljednjem stupnju evolucije predodređeno je da se pretvore u vodikovu kvržicu, čija je veličina oko sedamdeset puta manja od mjeseca. Kako proces protonskog raspada završava, ova kvržica nastavlja isparavati. Dakle, konačna sudbina bijelih patuljaka postaje jasna: od njih ništa ne ostaje. Sva energija zvijezde u konačnici se emitira u međuzvjezdani prostor. I opet, termodinamika na kraju pobjeđuje nad gravitacijom.

Neutronske zvijezde, te rijetke i guste srodnike bijelih patuljaka, isparavaju na sličan način. Protonski raspad osigurava neutronske zvijezde s približno istom ukupnom svjetlinom: oko četiri stotine vata. Neutronske zvijezde su mnogo manje od bijelih patuljaka. Stoga, da bi imala istu snagu zračenja, površina tih zvijezda mora biti toplija: oko tri stupnja Kelvina u slučaju tipične neutronske zvijezde. Približno ova temperatura ima moderno reliktno zračenje koje određuje minimalnu raspoloživu temperaturu u svemiru danas. U razdoblju od trideset sedme do trideset devete kozmološke decenije, neutronske zvijezde koje emitiraju slabu svjetlost na temperaturi od tri stupnja Kelvina bit će među najtoplijim objektima u svemiru.

Međutim, u posljednjim fazama života, neutronske su zvijezde donekle različite od bijelih patuljaka. Kako neutronska zvijezda gubi masu u procesu propadanja protona, ona postaje manje gusta i, naposljetku, degeneracija neutrona nestaje. Čim neutroni prestanu biti degenerirani, pretvaraju se u protone, elektrone i antineutrine. Taj se prijelaz događa kada masa zvijezde padne ispod jedne desetine mase Sunca, a njezin radijus je oko sto šezdeset i četiri kilometra. U ovoj fazi gustoća je još uvijek dovoljno velika da elektroni ostanu degenerirani, a zvijezda je vrlo slična bijelom patuljku. Preostali zvjezdani objekt, sličan bijelom patuljku, nastavlja gubiti masu sve većim brojem protona propadanja, sve dok degeneracija elektrona ne nestane. Tada se naš objekt pretvara u ledeni blok vodika, čija masa ne prelazi tisućinku mase Sunca. Potom protoni propadaju u kristalnoj rešetki, što na kraju dovodi do potpunog isparavanja zvijezde i njezine transformacije u zračenje i male čestice. Na kraju, ništa ne ostaje od neutronskih zvijezda.

Dugotrajna sudbina planeta ima sličnu povijest. Planeti se također sastoje uglavnom od protona, koji propadaju, zbog čega se planet isparava, pretvarajući se u zračenje. Do trenutka kada se preostali planeti počnu urušavati u procesu propadanja protona, oni će odavno biti odvojeni od roditeljskih zvijezda i lutat će sami u golemim prostranstvima prostora. Uz polagano uništavanje planeta, oni proizvode prilično skromnu snagu: samo jedan miliwatt u slučaju planeta poput Zemlje. I premda planeti u početku sadrže više teških elemenata od zvijezda, u svoje će se vrijeme pretvoriti u smrznuti vodik. Čak će se i planet koji se sastoji od čistog željeza srušiti do trideset osmog kozmološkog desetljeća - otprilike šest polu-života protona. Tijekom trideset devetog kozmološkog desetljeća, planet će se razviti iz malog komada kristala vodika u potpuno uništeno stanje.

Do četrdesetog kozmološkog desetljeća, gotovo svi protoni u svemiru će propadati, a degenerirani ostaci zvijezda će nestati. Na prvi pogled, to će biti zamijenjeno čvrstim i neuništivim zvjezdanim ostacima raspršenog mora zračenja, koji se sastoji uglavnom od protona i neutrina s malom mješavinom pozitrona i elektrona. Svemir će steći novi karakter. Povremeno, u ovoj gigantskoj areni upadljivog pustošenja, nalaze se osamljene regije izrazito zakrivljenog prostor-vremena, tzv. Crne rupe. Na kraju razdoblja propadanja, crne rupe koje sadrže od jedne do nekoliko milijardi solarnih masa tvrdoglavo nastoje ući u sljedeću eru.

primjedbe:

Kombinacija suprotnih riječi. - Približno Trans.