Törpék az űrben. Fehér törpe
A termikus nukleáris tüzelőanyag "égése" egy csillagban, amelynek tömege a Nap tömegéhez hasonlít, középső részén (magjában) az anyag sűrűsége olyan magas, hogy a gáz tulajdonságai radikálisan változnak. Az ilyen gázt degeneráltnak nevezik, és az abból álló csillagok degenerált csillagok.
A degenerált mag kialakulása után a körülötte lévő forrásnál folytatódik a termonukleáris égés, amely gömb alakú. Ebben az esetben a csillag piros óriássá válik. Az ilyen csillagok borítéka eléri a hatalmas dimenziókat - a Nap sugarai százait - és 10-100 ezer év közötti időszakban eloszlik az űrbe. Az eldobott héjat néha bolygó-ködnek tekintik. A fennmaradó forró mag fokozatosan lehűl és fehér törpé alakul, amelyben a gravitációs erők ellenállnak a degenerált elektrongáz nyomása, ezáltal biztosítva a csillag stabilitását. A fehér törpe napsugárzásának közelében lévő tömeg csak néhány ezer kilométer. Az anyag átlagos sűrűsége gyakran meghaladja a 109 kg / m3-t (tonnánkénti centiméterenként).
Egy fehér törpe általában egyensúlyban lehet az abszolút nullához közeli hőmérsékleten. A fentiekből következik, hogy a fehér törpék nem függnek a „tömeg-fényességtől”. Érdekes kapcsolata van a „tömegsugárral”. azaz két azonos tömegű csillagnak ugyanolyan méretűnek kell lennie, amely nem felel meg a fő szekvencia csillagainak. A fehér törpék gravitációs erejét már nem kompenzálja a hő, hanem a Pauli-tilalom elvéből eredő, az elektronok közötti megtorlás.
Például, ha van két fém golyója, akkor az is, amely nagyobb sugárral rendelkezik, szintén hatalmas. A fehér törpék éppen az ellenkezője, annál nagyobb az asztal, annál kisebb a csillag sugara. Az elmélet előrejelzi a fehér törpék tömegére vonatkozó határérték meglétét, nevezetesen, hogy nem lehet több, mint 1, 43 naptömeg tömegű fehér törpe. Ezt a határt Chandrasekhar határnak nevezik. Ha a tömeg meghaladja ezt a kritikus értéket, ez azt jelenti, hogy a felolvasztott gáz nyomása nem tudja egyensúlyozni a gravitációt, és a csillag csökkenni kezd, és a sugár nullára hajlik - fekete lyuk lesz.
Meg lehetett becsülni a fehér törpék térbeli sűrűségét: kiderült, hogy körülbelül 100 ilyen csillagnak kell lennie egy gömbben, amelynek sugara 30 fényév. Felmerül a kérdés: az összes csillag fehér törpe lett-e az evolúciós út végén? Ha nem, a csillagok melyik része kerül a fehér törpe színpadra? A probléma megoldásának legfontosabb lépése az volt, hogy a csillagászok megrajzolták a bolygó-ködök központi csillagainak helyzetét a hőmérséklet-fényerő diagramon. Ahhoz, hogy megértsük a csillagok közepén található csillagok tulajdonságait, tekintsük ezeket az égitesteket. A képeken a bolygó-köd úgy néz ki, mint egy ellipszoid gáz kiterjedt tömege gyenge, de forró csillaggal a központban. A valóságban ez a tömeg egy komplex turbulens, koncentrikus héj, amely 15-50 km / s sebességgel tágul. Bár ezek a képződmények gyűrűknek tűnnek, valójában ezek a héjak, és a turbulens gázmozgás sebessége körülbelül 120 km / s. Kiderült, hogy több bolygó-köd átmérője, amelyre a távolság mérhető volt, 1-es nagyságrendű. fényév, vagy körülbelül 10 billió kilométer.
Bár a fehér törpékben a hidrogén égetik, bocsátanak ki. A magas felszíni hőmérséklet egyik oka a nukleáris anyag magas átlátszósága és hővezető képessége, így a felületet hővezető képességgel melegítik. A termikus tartalék az ionizált atomok magjaiban található. Ez az állomány jelentős, és egy törpe körülbelül százmillió évig hűvös lenne. Ennek egyik oka az, hogy ezeknek a csillagoknak a legfelső rétegeiben még mindig van néhány hidrogén és egy nagyon vékony rétegben a sűrű anyag és a légkör közötti határon, nukleáris reakciók lépnek fel.
A fentiekben ismertetett sebességgel bővítve a kagylóban lévő gáz nagyon lemerül, és nem lehet izgatott, ezért 100 000 év után nem látható. A bolygók ködei közül sokan, akiket ma látunk, az elmúlt 50 000 évben születtek, és tipikus koruk közel 20000 év. Az ilyen ködök központi csillagai a természetben ismertek közül a legforróbb tárgyak. Felületük hőmérséklete 50 000 és 1 millió között mozog. K. A szokatlanul magas hőmérséklet miatt a csillagsugárzások nagy része az elektromágneses spektrum messze ultraibolya tartományában jelentkezik.
Ez a réteg a csillag csillaganyagát fedi le. Ezen csillagok minden furcsaságán kívül meg kell jegyeznünk, hogy mágneses mezőjük intenzitása körülbelül 10 millió géz. Ennek oka a csillag zsugorodása, ami jelentős tömegveszteség nélkül következik be, és az intenzitás csökkenésével csökken. Ez rendkívül fontos a neutroncsillagok tulajdonságainak magyarázatához.
A fentiekből kitűnik, hogy a fehér törpék különleges eszközök nélküli megfigyelése lehetetlen. Valójában csak a nap viszonylag közeli szomszédságában figyelhetjük meg a fehér törpeit. 
A bolygó maradványai túl kicsi ahhoz, hogy külön-külön lássák. A kutatók felfedezték létezésüket egy hatalmas porfelhő felfedezésével. A földi megfigyelők további észrevételei részletesebb információkat szolgáltattak. A por magnéziumot, alumíniumot és szilíciumot tartalmaz. Ezek az elemek bizonyítják, hogy egy fehér törpe "planetáris gyilkosság".
Ezt az ultraibolya sugárzást a héjgáz elnyeli, átalakítja és visszahelyezi a spektrum látható tartományában, ami lehetővé teszi számunkra a héj megfigyelését. Ez azt jelenti, hogy a héjak sokkal világosabbak, mint a központi csillagok - amelyek valójában az energiaforrások -, mivel a csillag óriási mennyiségű sugárzása a spektrum láthatatlan részére esik. A bolygó-ködök központi csillagainak jellemzőinek elemzéséből következik, hogy tömegük tipikus értéke a Nap tömegének 1–1 tartományában van. A csillagok mélységében a nehéz elemek szintéziséhez nagy tömegre van szükség. Az ezekben a csillagokban a hidrogén mennyisége jelentéktelen. A gázhéjak azonban hidrogénben és héliumban gazdagok.
A csillagászok először néznek egy fehér törpe, aki elpusztítja a bolygórendszerét. Ez az ember számára láthatatlan, mondja Vanderburg. "Látjuk a Naprendszer megsemmisítését." A fehér törpék a csillag után, mint a Napunk, kimerítették az üzemanyagát. A csillag piros óriássá válik, majd kiszorítja a külső rétegeket, és erős csillagszéleket hoz létre, és fehér törpe lett.
Ha egy bolygó vagy egy aszteroida túl közel van egy ilyen csillaghoz, akkor erős árapály-erők is eltörhetnek mennyei test darabokra, poros héj létrehozására. Korábban megfigyelték a törpe fehér törpeit, de most először a bolygó teste látható a csillag orbitájában a pusztítás során. Ugyanakkor felfedezte az univerzum egyik legritkább elemét. A fehér törpék a Naphoz hasonló tömegű csillagok maradványai, amelyek az evolúció folyamán a vörös óriásokban „duzzadnak”, de elégtelen tömeg miatt felrobbanhatnak a szupernóvába, és külső rétegeik lebomlanak, ködöket képeznek.
Egyes csillagászok úgy vélik, hogy 50-95 - az összes fehér törpe nem a bolygók ködéből származott. Így, bár a fehér törpék némelyike \u200b\u200bteljes egészében a bolygó-ködökhöz kapcsolódik, közülük legalább fele vagy több normális fő szekvencia csillagból származik, amelyek nem haladnak át a bolygó-köd szakaszán. A fehér törpék képződésének teljes képe ködös és bizonytalan. Olyan sok részlet hiányzik, hogy a legjobb esetben az evolúciós folyamat leírása csak logikus következtetésekkel épülhet fel. Mindazonáltal az általános következtetés az, hogy sok csillag elveszíti az anyag egy részét az útjuk végéig, hasonlóan a fehér törpe színpadához, majd elrejti az égi „temetőkben” fekete, láthatatlan törpék formájában. Ha a csillag tömege körülbelül kétszerese a Nap tömegének, akkor az ilyen csillagok elveszítik stabilitásukat az evolúció utolsó szakaszaiban. Az ilyen csillagok felrobbanhatnak, mint szupernóva, és ezután több kilométer sugarú golyók méretére zsugorodhatnak, azaz neutroncsillagokká alakul.
A mag mérete a föld méretéhez hasonlítható. A fehér törpékben a termikus nukleáris reakciók lehetetlenek, és lassan lehűlnek. Az ilyen csillagokban az anyag rendkívül sűrű. Például a Sirius B csillag, az első nyitott fehér törpe köbcentimétere 100 font. Az 1930-as években az indiai fizikus Sabramanian Chandrasekhar bizonyítja, hogy a fehér törpe tömege nem lehet több, mint négyszerese a Nap tömegének.
A „kozmikus szem” helyén korábban a Nap osztályának sztárja volt, de a csillag fejlődésének folyamata meghalt, a külső héj sugárzója, fehér törpe lett. A csillagászok többször tanulmányozták a ködöt, de csak egy infravörös kép segítségével képesek kimutatni egy porlemezt.
A fehér törpe belsejében lévő nukleáris reakciók nem mennek. A lassú hűtés miatt ragyogás következik be. A fehér törpe hőenergia fő készletét az ionok oszcilláló mozgásai tartalmazzák, amelyek 15 ezer Kelvin alatti hőmérsékleten kristályrácsot képeznek. A fehér törpék óriási forró kristályok. Fokozatosan csökken a fehér törpe felszínének hőmérséklete, és a csillag nem lesz fehér (színben) - inkább barna vagy barna törpe. A fehér törpék tömege nem haladhatja meg egy bizonyos értéket - ez az úgynevezett Chandrasekhar határ (az amerikai asztrofizika után, az indiai eredetű, Subrahmanyan Chandrasekhar), körülbelül 1,4 naptömeg. Ha a csillag tömege nagyobb, a degenerált elektronok nyomása nem képes ellenállni a gravitációs erőknek, másodpercek alatt pedig a fehér törpe katasztrofális összenyomása következik be - összeomlik. Az összeomlás során a sűrűség drámai módon növekszik, a protonok degenerált elektronokkal kombinálódnak és neutronokat képeznek (ezt nevezzük anyag neutronizációnak), és a felszabaduló gravitációs energia többnyire neutrínákat hordoz. Mi fejezi be ezt a folyamatot? tovább modern kilátásaz összeomlás akár 1017 kg / m3 sűrűséggel is megállhat, amikor maguk a neutronok degenerálódnak, majd neutroncsillag alakul ki; vagy a felszabaduló energia teljesen elpusztítja a fehér törpe - és az összeomlás lényegében robbanássá válik.
Ez olyan ütközésekhez vezetett, amelyekben egy porlemez alakult ki. Egy ilyen térobjektum önmagában nem képes olyan nagy energiájú kvantumot kibocsátani, és kezdetben feltételezte, hogy létezik egy kettős csillag. Most azonban kiderült, hogy ez a sugárzás a por részecskéinek a csillag felszínén történő esése miatt következett be.
A csillagászati \u200b\u200bmegfigyelések nagy számától függetlenül, ez csak a második ismert porlemez egy fehér törpe körül, megjegyzi Gazetter. A Spitzer Snake Star távcső körüli "élő" üstökösök létezésének első bizonyítékát csak tavaly figyelték meg. Ezután a csillagászoknak sikerült láttatni egy porlemezt egy fehér törpe körül, ami azonban sokkal közelebb van a csillaghoz - 005-től 3 csillagászati \u200b\u200begységhez.
A halott csillagok maradványai sötét anyagot gyűjtenek össze, ütköznek egymással, szétszóródnak a világűrben, és végül szétesnek, így nem léteznek.
Tizenötödik kozmológiai évtized, valahol egy fehér törpe felszínén:
Miranda ragaszkodott az űrhajó fedélzeti nyílásához, hogy utoljára megnézze a világát. Amikor elkezdődött az elindulás előkészítése, ugyanakkor úgy érezte, hogy a szomorúság és az izgalom az ilyen szoros kilátásokból ered, hogy elhagyja ezt a civilizációt, és megpróbál egy új helyet találni a kolónia alapítására. A lenti gömb alakú fémlemez olyan lapos volt, hogy a felületének görbülete szinte megkülönböztethetetlen maradt. Ez a hatalmas szerkezet gyengén világító városokkal és számtalan generációjú mesterséges tájakkal az ősei számára menedékként szolgált.
A fehér törpék forró, kompakt csillagok, amelyek tömege hasonló a Nap tömegéhez, amelynek átmérője megközelítőleg megegyezik a Földéval. A kis felület az oka annak, hogy ezek a csillagok nem világosak, bár a hőmérsékletük meglehetősen magas. Még a legfényesebb fehér törpe is 100-szor gyengébb, mint a nap. A halvány törpe fehér fény nem a nukleáris égés eredménye, mert a csillag már kimerítette az energiáját. Inkább a csillag belsejéből áramló maradék hőből áramlik.
Egy fehér törpe keletkezik, amikor egy kis tömegű csillag, a Naphoz hasonló, élete végére ér. Amikor egy csillag vörös óriásban duzzad, az intenzív sugárzás kiszabadítja a külső rétegeket, amelyek végső soron bolygó-ködöt képeznek. Ez a folyamat feltárja a csillag magját. A mag nem elég masszív, és ebből következik, hogy a gravitációs erő nem elég erős ahhoz, hogy a magot a szén gyújtási hőmérsékletére összenyomja. Mivel többet tud égetni, a mag gyorsan szerződ, ami egy fehér törpe.
A fémfelület, amelyen a kolónia található, majdnem teljesen körülveszi a kristályos fehér törpét. Ezt a tervezést tökéletes pontossággal tervezték, ami lehetővé tette az alacsony sugárzási energiát, amit a hosszú holtcsillag fennmaradó része még termel. A sötét anyag elkapásának és megsemmisítésének természetes folyamatának köszönhetően a fehér törpe elég energiát fejlesztett ki, hogy fenntartsa egy milliárd polgárt. Most, amikor a népesség nőtt, szükség van az erőforrásokra. Itt az ideje, hogy új élőhelyet találjunk.
Elméletileg a fehér törpéket nagyon kis csillagok alkothatják, és nem bolygóködök képződnek. Az ilyen csillagok viszonylag hidegek, és a gáz, mint egy viszonylag hideg anyag, amely a nap felszíne alatt helyezkedik el, energiát kell átvinni konvekcióval. Ezekben a kis csillagokban a konvencionálási áramok elterjedtek az egész csillaggolyón, gázzal keverve, ezáltal megakadályozva a mag képződését. Ezen túlmenően ezeknek a csillagoknak a gyenge gravitációja nem szoríthatja ki a felhasznált tüzelőanyagot, és a csillagot vörös óriássá alakítja.
Mivel a nem mágneses csillagok olyan lassan fejlődnek, hogy az evolúció eléréséhez ez az idő hosszabb időt vesz igénybe, mint az Univerzum kora. Így ezeknek a csillagoknak egyike sem lett fehér törpe. A fehér törpe a csillag korábbi megtestesülése által örökölt hő miatt. A számítások azt mutatják, hogy nagyon lassan veszít hőtől. Ebben a lehűlési időszakban a csillag vörösebbé és gyengébbé válik, de gyengülésével egyre lassabban csökken a hője. A csillagászok nem biztosak abban, hogy mennyi ideig tart, hogy teljesen lehűljön egy fehér törpe, de ezeket a halott csillagokat nevezik fekete törpéknek.
Gondolkodás nélkül, Miranda elképzelte, hogy milyen lehet a távoli múlt, amelyben fényes fiatal csillagok születtek számos hidrogénfelhőből. Mennyire különböztethetett meg minden égbolt milliárdos csillaggal, minden galaxisban. De ez a pazar univerzum a múltban már régóta meghalt. Hogyan lehet az, aki csak néhány száz évet él, általában teljes mértékben megérteni a trillió évek közötti időszakokat? Amikor lezárta a szemét, és ezt a rejtélyt tükrözi, az űrhajó óvatosan felemelte a felületet.
A hűtött fehér törpék valószínűleg galaxisunkban élnek. Az évente meghaladó csillagok számának tanulmányozása alapján a csillagászok becslése szerint a galaxis tömegének fele a halott fehér törpék közé tartozik. Mivel a fehér törpék nagyon kompaktak és nem rendelkeznek üzemanyaggal, szerkezetük lényegesen eltér a szokásos csillagok szerkezetétől. Habár a hidrosztatikus egyensúlyban, amikor a nyomás a gravitációval ellentétes, a fehér törpékben a nyomás az elektronok közötti kölcsönhatásnak köszönhető, ami korlátozza a bizonyos térfogatot elfogadó részecskék számát.
Eközben a fehér törpe felszínén látszólag ártalmatlan, rendkívül fontos események merültek fel. Fájdalmasan lassan és észrevétlenül a felszíni melegvérű lények számára a kémiai reakciók során nagy molekulák fokozatosan még hosszabb láncokba gyűlnek össze. Ezt a bonyolultságnövekedést a csillag mélységéből szivárgó, nagy energiájú sugárzás véletlenszerű törése váltotta ki. Míg Miranda és az ő versenye egyre inkább elképesztő univerzumban állt fenn, az új típusú biológia kialakításához szükséges építőelemek szintézise először kezdődött.
Ez a fehér törpéknek egy speciális jellemzője: tömegük növelése csökkenti őket! Ennél is fontosabb azonban, hogy a fehér törpéknek van egy korlátja az asztalon, ami elnyomva a csillagok összeomlását eredményezi. A fehér törpék nagyon sűrűek. A szülőcsillag szálas magja által alkotott hűtés következtében tovább csökken.
A kis súlyú fehér törpe főként héliumot tartalmaz, mivel múltbeli fejlődése körülbelül 100 millió sebességgel véget ért. A hatalmas vörös óriás nyílt magjaként maradtak, ahol a hőmérséklet elérte a 800 milliós hőmérsékletet. A "fehér" név nem teljesen világos. A fehér törpe a vörös óriás degenerált magjának azonosításával jön létre. Kezdetben, amikor a vörös óriás a csomagolást viseli, degenerált kékes magja nagyon meleg, mert több százezer fokkal rendelkezik a felületen.
Mi történik, ha a csillagok megszűnnek? Száz billió éven belül a csillagok utolsó generációi kiszorulnak a kimerült csillagközi felhőkből, és még számos, még életben levő vörös törpe fejlődése fokozatosan véget ér. Amint a csillagok születésének és halálának dinamikus ciklusa egyszerű memóriává válik, az Univerzum megváltoztatja temperamentumait, feltölti tartalmát és folytatja fejlődését.
De aztán a hűvös kékes törpe sárga, sárga, piros lesz, majd csak infravörös sugárzást bocsát ki, és végül hűvös és nem megfigyelhető fekete törpe lesz. A galaxisban mintegy 10 milliárd fehér gnóma volt, amelyek közül sokan lehűltek és fekete törpékké váltak. Ezért a "fehér" név ugyanaz, hidegebb, bár nem fehér. A fehér törpe legnagyobb súlya 1, 4 M ʘ lehet, azaz az úgynevezett fehér törpe degenerált anyag.
Főleg szén, oxigén és magnézium magokból és egy degenerált elektrongázból áll. A degeneráció eredményeként a fehér törpe kisebb, mint a súly. A fehér törpe sugárzás forrása nem termonukleáris reakció, mint a plazma csillagok esetében.
Amikor az univerzum belép a bomlás kora, a változások nyilvánvalóvá válnak. A hidrogén égéséből eredő rendes csillagok csillagmaradványokká alakultak: barna törpe, fehér törpe, neutroncsillag és fekete lyuk. És bár ezek a tárgyak hidegnek és szánalmasnak tűnhetnek, az univerzumban az akció és az izgalom forrása lesz. Azok az órák, amelyek mérik az események bevezetésének sebességét, sokkal lassabbak. Elkezdődnek az asztrofizikai események, amelyek a szűk időkorlátok miatt soha nem fordulhatnak elő a modern világegyetemben.
A csillag fejlődése a hidrogén égése után
Miután a csillagmag héliumvá változott, a hidrogénszintézis csak a csomagolásában folytatódik. Így a héliummag folyamatosan növekszik és gravitációsan összenyomódik a csillag közepére. Ez a központi régió fűtéséhez vezet, amíg a hőmérséklet elegendő egy másik termonukleáris reakció meggyulladásához. A három hélium atom egyesülni fog, és a kapott termék szén lesz. A csillagnak két energiaforrása van. A gélek fúziója a központjában és a hidrogén fúziója a héjban, ami a bőr szerkezetében történik.
Ismerje meg a degenerált csillagmaradványokat
A csillagmaradványok tömege egyfajta "fészektojásként" szolgál a szétesés korszakához. Az előző fejezetben már találkoztunk ezzel a degenerált tárgyak kasztjával. A csillagmaradványok ezen gyűjteménye során a csillagok evolúciója, amely évszázadokig tartott, négy rendes osztály: barna törpék, fehér törpék, neutroncsillagok és fekete lyukak (lásd 13. ábra). A teljesség kedvéért azonban nem szabad elfelejtenünk az ötödik lehetőség létezésének lehetőségét. Amikor az instabilitás meglehetősen nagy rendes csillagban keletkezik, a kapott szupernóva-robbanás néha olyan erős lehet, hogy minden csillag anyag eloszlik a világűrbe. Más szóval semmi sem maradt. Ilyen eredmény a termodinamika gyors és döntő győzelme a gravitációs erővel való harcban. A másik négy esetben a gravitáció nem ad fel olyan könnyen.
Ábra. 13. A bal diagram a különböző tömegtartományokban született csillagok relatív számát mutatja. A legnagyobb szektor barna törpékre vonatkozik, amelyek tömegei a Nap tömegének 0,01-0,08 között vannak. Egy másik nagy szektor a piros törpék alá tartozik, amelyek tömegei 0,08 és 0,43 naptömeg között vannak. A következő nagy szektor közepes súlyú csillagokat tartalmaz 0,43 és 1,2 napos tömeg között, a tömeges csillagok 1,2–8 napkilométerre esnek, míg a legkisebb szektor nehéz csillagokra vonatkozik, amelyek tömege meghaladja a nyolc napsúlyt. . A jobb ábra a csillagmaradványok eloszlását mutatja - a csillagfejlődés végén maradt tárgyak. A barna törpék továbbra is barna törpék maradnak, de a legtöbb csillag (melynek tömege kevesebb mint nyolc napsütéses tömeg) fehér törpékként fejezi be életét. És csak a csillagok egy kis része, amelynek tömege meghaladja a nyolc napsütést, fekete lyukakké és neutroncsillagokká válhat. A fekete lyukak és a neutroncsillagok számára fenntartott szektor mérete az átláthatóság érdekében eltúlzott.
Barna törpék
A barna törpék nagyobbak, mint a bolygók, de kisebbek, mint a hagyományos csillagok, és a legkönnyebb degenerált maradványok. Ezek csillagvesztők - abban az értelemben, hogy a nukleáris hidrogén gyújtása nem fordulhat elő mélységükben. Nem férnek hozzá a hagyományos energiaforráshoz, aminek következtében a születés pillanatától kezdve a hűtés és a tömörítés szerény élettartamává válnak.
Számos fizikai oka van annak, hogy a barna törpék nem tudnak csillagokká alakulni. Az egyik legfontosabb az, hogy a nukleáris reakciók aránya rendkívül érzékeny a hőmérséklet-változásokra. A csillag belsejében a legkisebb hőmérséklet-emelkedés óriási energiát eredményez a hidrogénszintézis folyamatában. Ennek eredményeként a hőmérséklet, amelyen a hidrogén a csillagokban keletkezik, mindig közel 10 millió Kelvin-fok. (Amint a csillag magja melegebbé válik, a felesleges energia növekedése megnöveli és hűti.) Továbbá, mivel a hőmérséklet 10 millió fokon állandó marad, ahogy a csillag tömege csökken, a magsűrűsége nő. A kis csillagoknak erőteljesebben kell zsugorodniuk, hogy elérjék a tízmillió fokos középhőmérsékletet, aminek következtében sokkal sűrűbbek, mint a hatalmasak. A végső szalma az, hogy a degenerált anyag által okozott nyomás gyorsan növekszik a növekvő sűrűséggel. Azaz, ha megpróbál egy darab degenerált anyagot tömöríteni, nagyon kemény lesz és ellenáll a tömörítésnek.
Ha összekapcsoljuk a fenti jelenségeket, világossá válik, miért kell a csillagok, hogy a hidrogént égessék, egy bizonyos minimumot meghaladó tömeggel rendelkezzenek. Ahogy a csillag tömege csökken, a belső régiók sűrűsége nő. Ha azonban ez a sűrűség túl magas, a degenerált gáz nyomása a normál hőnyomás felett uralkodik, és fenntartja a csillagokat, amíg a hőmérséklet el nem éri a szükséges tízmillió fokot. Így a degenerált gáz nyomásának előfordulása megteremti a központ maximális hőmérsékletét, amelyet a csillag képes elérni egy adott tömegre. A meglehetősen kis csillagok közepének maximális hőmérséklete nem éri el a tízmillió fokot - a hidrogén égési értékét. Ha egy objektum, amelyik csillagra törekszik, szintén van kis tömegnem tud hidrogént égetni, ezért soha nem lesz igazi csillag.
A legkisebb csillagok, amelyek képesek támogatni a nukleáris fúziós reakciókat, tömegének körülbelül 8% -a a nap. A csillagtárgyak, amelyek tömege nem éri el ezt a minimumot, barna törpék. A barna törpe radiális mérete megközelítőleg megegyezik a szokásos kiscsillag méretével - a Nap méretének egytizedével, vagy mintegy tízszerese a Föld méretének. A barna törpék utolsó fontos jellemzője a kémiai összetétel. Tekintettel arra, hogy valójában semmit sem tesznek, ezek a félcsillagos tenyésztők szinte teljes mértékben megtartják a születésükben lévő elemek számát. Ezért elsősorban hidrogénből állnak.
Az elmúlt években a csillagászok egyre több barna törpét fedeztek fel, sőt, a tudósok úgy vélik, hogy sokan vannak a világegyetemben. A Tejút mérete galaxis valószínűleg több milliárd barna törpét tartalmaz. És bár eddig a barna törpéknek nem volt nagy hatása a kozmoszra, ezek a sikertelen csillagok megmutatják magukat, amikor az Univerzum öregszik. A bomlás korában a barna törpék az égetlen hidrogén nagy részét fogják tartalmazni, ami ekkorra az Univerzumban marad.
Fehér törpe
Egy hatalmas számú csillag, köztük a saját Napunk, életük végén fehér törpe lett. Annak ellenére, hogy egy homályos csillag, amelynek tömege csak a nap nyolc százalékának felel meg, százszor könnyebb, mint egy nyolc napos tömegű forró csillag, amely három ezer nap fényével egyenértékű fényt bocsát ki, amelyek mindkettője fehérvé válik az evolúció végén. törpék. Mire a csillagok véget érnek, a galaxisunk majdnem egy billió fehér törpe és körülbelül azonos mennyiségű barna törpe lesz. A fehér törpék egyénileg sokkal nagyobb tömegűek, így a világegyetem szokásos baryóniás anyagának legnagyobb részét tartalmazzák.
A fehér törpék tömegtartományának átlagos értéke valamivel kisebb, mint a Nap tömege. A legkisebb progenitor csillagok, amikor fejlődnek és fehér törpékké válnak, tömegük egy nagyon kis részét elveszítik. Az evolúció utolsó szakaszában egy kis vörös törpe fehér törpe lesz, majdnem azonos tömegű. Az olyan csillagok, mint a Nap, amelyek a vörös óriásokba duzzadnak, az eredeti tömegük lényegesen nagyobb részét veszítik el. A nap egy fehér törpe lesz, amely 0,6 napos tömegű. Nagyobb csillagok, fehér törpékké váltak, sőt tömegüket elveszítik. Például egy csillag, amelynek élete végén nyolc napsütéses tömeg van, egy fehér törpe lesz, amely 1,4 napos tömeggel rendelkezik. A fennmaradó tömeget a csillagszél fogja elvinni, amikor a csillag a vörös óriás fázisában van. Ez a csillaganyag visszatér a csillagközi közegbe, ahol újra felhasználásra kerül.
Azok a fehér törpék, amelyeket ma az égen látunk, e csillagok lehetséges tömegének tartományának felső feléhez tartoznak. Az Univerzum viszonylag fiatal kora és csillagtartalma miatt eddig csak azok a csillagok haltak meg, amelyek tömege meghaladja a 0,8-szor a Nap tömegét. A kisebb csillagok sokkal nagyobbak, és sokkal tovább élnek. A legkisebb csillagok (amelyek tömege a Nap tömegének legalább 0,08-nak felel meg) éppen most kezdődtek el. A távoli jövőben azonban még ezek a csillagok is kiégnek és fehér törpékké válnak. A bomlás korának kezdetén a leggyakoribb fehér törpék viszonylag kis tömegűek lesznek.
Egy fehér törpe, melynek tipikus tömege 0,25 napos tömeg, 14 000 kilométer sugarú, ami megközelítőleg kétszerese a Föld sugárának. Furcsa módon a nehezebb fehér törpék kisebbek. Egy fehér törpe, a Naphoz hasonló tömegű, mindössze 8700 km sugarú. Néhány furcsa tulajdonsága van a fehér törpéknek: nagyobb tömegű tárgyak kisebbek, ami annak a ténynek köszönhető, hogy degenerált anyagból áll. Ez a furcsa tulajdonság diametrálisan ellentétes a szokásos anyag tulajdonságaival. Ha növeli a kő tömegét, nagyobb lesz és nagyobb lesz. Ha a fehér törpe tömege növekszik, akkor zsugorodik!
Miért láthatóak a fehér törpék? Ha ezek a tárgyak a csillagfejlődés végeredménye, ami a termonukleáris fúziós folyamatok befejezése után zajlik, akkor hogyan csillognak ezek a csillagok? Ezek a csillagmaradványok hatalmas hőenergiát tartalmaznak életük tüzes időszakából. Ez a hatalmas hőáruház hihetetlenül lassan sugároz energiát az űrbe. Ennek eredményeként fehér törpék láthatók az égen. Amint kora van, a csillagok hidegebbé válnak, és egyre gyengébb sugárzásnak vannak kitéve, ami eléggé emlékezteti a csillapított tűzszenet. Több százmillió évig tart, hogy egy fehér törpe teljesen lehűljön - a modern világegyetem korához hasonló idő. Amikor a világháború utáni évezredek után a világegyetem bomlás korszakába lép, a fehér törpék elérik a folyékony nitrogén hideg hőmérsékletét. A további hűtést megakadályozza egy szokatlan belső energiaforrás, amelyet ebben a fejezetben egy kicsit később fogunk feltárni.
A fehér törpék kíváncsi tulajdonsága, hogy nagyobb méretű, kisebb tömegű legyen, újabb kérdést vet fel. Mi történik, ha a degenerált csillagmaradék tömege csökken? Ez az objektum csak fokozatosan növekszik? Nem. Van némi korlát. A tömeg csökkenésével és a csillag méretének növekedésével csökken az anyag sűrűsége. Amint a sűrűség egy bizonyos kritikus szint alá esik, az anyag már nem degenerálódik, és már nem úgy viselkedik olyan logikailag. Amikor egy csillag tömege túl kicsi ahhoz, hogy degenerálódjon, úgy viselkedik, mint a szokásos. Tehát minden csillagszerű objektumnak minimális tömegűnek kell lennie ahhoz, hogy degenerálódjon. Ez a tömeg a Nap tömegének körülbelül ezer része, ami megközelítőleg megegyezik a Jupiter tömegével. A fényobjektumok, amelyek tömege nem haladja meg a Nap tömegének egyharmadát, nem mutatnak degenerált anyag tulajdonságait. Úgy viselkednek, mint a közönséges dolgok, és ezeket bolygóknak nevezik.
Másrészt, a fehér törpék nem lehetnek túl nagyok. Túl nehéz fehér törpe erős robbanást vár. Ahogy a tömeg növekszik, a fehér törpe kisebb lesz és sűrűbbé válik, aminek következtében nagyobb nyomás szükséges ahhoz, hogy a csillag a harcban álljon az ellentétes gravitációs erővel. A magasabb nyomás fenntartása érdekében, ebben az esetben a degenerált elektrongáz nyomása, a részecskéknek gyorsabban kell mozogniuk. Amikor a sűrűség olyan nagy értéket ér el, hogy a részecskék szükséges sebessége megközelíti a fénysebességet, a csillag nagy bajba kerül. Einstein relativitáselmélete szigorú korlátot határoz meg bármilyen sebességnél: egyetlen részecske sem mozoghat a fénysebességet meghaladó sebességgel. Amikor egy csillag olyan állapotot ér el, amelyben a részecskéknek a fénysebességet meghaladó sebességgel kell mozogniuk, akkor ítélték el. A gravitáció leküzdi a degenerált gáz nyomását, katasztrofális összeomlást vált ki, ezáltal egy csillagrobbanást indít - szupernóva robbanás. Ezek a látványos villogások nagymértékben hasonlíthatók azokkal, amelyek a hatalmas csillagok halálát jelzik (amint azt az előző fejezetben már említettük).
Annak érdekében, hogy a szupernóva robbanás során elkerüljék a tüzes lehullást, a fehér törpe tömege nem haladhatja meg az 1,4 naptömeget. Ezt a létfontosságú tömegskálát hívják chandrasekhar tömeg, a kitűnő asztrofizikus S. Chandrasekhar tiszteletére. Tizennyolc éves korában ezt az tömeges korlátot számítások során találta meg az Indiából az Egyesült Királyságba irányuló óceáni út során, még mielőtt az 1930-as években megkezdte posztgraduális tanulmányait a Cambridge-i Egyetemen. Ezt követően az asztrofizikához való hozzájárulásáért fizikai fizikai Nobel-díjat kapott.
Neutron csillagok
A fehér törpék hihetetlenül nagy sűrűsége ellenére a neutroncsillag a csillagok sűrűbb formája. A fehér törpe tipikus sűrűsége meghaladja a víz "sűrűségét" milliószor. Az atommagok azonban sokkal sűrűbbek - a vízen sűrűbb kvadrillion (10 15), vagy a fehér törpenél sűrűbb milliárdszor. Ha a csillagot az atommag hihetetlenül nagy sűrűségére tömörítik, a csillaganyag egzotikus, de stabil konfigurációt érhet el. Ezeken a nagy sűrűségeknél az elektronok és a protonok inkább neutronok formájában léteznek, így lényegében minden anyag neutron formájában van. Ezek a neutronok degenerálódtak, és az általa létrehozott nyomás, ismét a bizonytalanság elvének működése miatt, a csillagot a gravitációs összeomlás miatt korlátozza. A kialakuló neutroncsillag Ennek eredményeként nagyon hasonlít egy különálló, óriási méretű atommaghoz.
A neutroncsillag képződéséhez szükséges elképzelhetetlenül magas sűrűség természetesen az összeomlás során érhető el, amit a hatalmas csillagélmény élettartamának végén tapasztal. A csillagok középső része, amely elérte a késői evolúciós stádiumot, egy degenerált vasmaggá alakul át, amely gravitációs összeomlás során összenyomódik és szupernóva robbanást indít, majd a neutroncsillag gyakran marad. Ezenkívül a fehér törpék összeomlása következtében neutroncsillagok is kialakulhatnak. Ha egy fehér törpe lassan megnöveli a tömegét, egy csillag-műholdról szerezte meg, néha sikerül elkerülni a szupernóva villanásában bekövetkező halált és zsugorodni, neutroncsillagokká válva.
A fehér és barna törpeivel összehasonlítva a neutroncsillagok viszonylag ritkák. Végtére is, csak a csillagok halálának következtében alakulhatnak ki, akiknek a születési ideje több mint nyolcszorosa a Nap tömegének. Ezek a hatalmas csillagok csak a csillagtömegek eloszlásának nagy tömegű farokát képviselik. A csillagok túlnyomó többsége túl kicsi. Csak minden négyszáz csillag születik elég nagy ahhoz, hogy felrobbanjon és egy neutroncsillag mögött hagyjon. De még ilyen kis esélyekkel is, egy elég nagy galaxis neutroncsillagokat tartalmaz majd.
A tipikus neutroncsillag tömege másfélszerese a Nap tömegének. Ahogy a fehér törpék esetében is, amelyek a degenerált elektrongáz nyomása miatt léteznek, a degenerált neutron nyomása nem képes támogatni a tetszőleges nagy tömegű csillag többi részét. Ha a tömeg túl nagy lesz, a gravitáció leküzdi a degenerált gáz nyomását, és a csillag összezsugorodik. A neutroncsillag maximális lehetséges tömege a Nap két és három tömegének közti intervallumban rejlik, de nem tudjuk annak pontos értékét. Elképzelhetetlenül nagy sűrűséggel, amelyet az anyag egy neutroncsillag középpontjába ér, nagyon egzotikus és némileg meghatározatlan tulajdonságokat szerez. Annak ellenére, hogy a neutroncsillagok nehezebbek, mint a Nap, sugáruk meglehetősen kicsi: csak tíz kilométer. A kis méret, nagy tömeggel párosítva, az anyag hihetetlen sűrűségét jelzi. A neutroncsillagot alkotó anyag (cukorméret) köbméter centimétere majdnem annyi, mint egy milliárd elefánt!
Fekete lyukak
A csillagok negyedik lehetséges halálának átalakulása egy fekete lyuk. A legsúlyosabb csillagok robbanása és kihalása után egy objektum maradhat, amelynek tömege meghaladja a neutroncsillagok megengedett maximális értékét (a két és három naptömeg közötti érték). Egy eléggé hatalmas csillagmaradvány nem létezhet egy degenerált gáz nyomása miatt, és összeomlik, és fekete lyukvá válik. Hasonlóképpen, a teljesen kialakult fehér törpék és a neutroncsillagok további tömegeket szerezhetnek, általában az őket kísérő csillagokból, és túl nagyok lehetnek ahhoz, hogy a degenerált gáz nyomása miatt fennálljanak. Az ennek eredményeként megjelenő túl nehéz maradékoknak összeomlanak, és néha fekete lyukakat képezhetnek.
A fekete lyukak furcsa lények: gravitációs mezők olyan erősek, hogy még a fény sem hagyhatja őket. Valójában ez a tulajdonság a fekete lyukak meghatározó jellemzője. Ezen tárgyak esetében a kozmikus sebesség (a felszíntől való eltörléshez szükséges sebesség) meghaladja a fénysebességet. Az Einstein által előírt relativisztikus sebességkorlátozás miatt - semmi sem mozog gyorsabban, mint a fénysebesség - sem a részecskék, sem a sugárzás nem hagyhat fekete lyukat. És ez a kétségtelenül szigorú kijelentés nem teljesen igaz a Heisenberg-bizonytalanság elvének működése miatt. Nagyon hosszú idő után a fekete lyukak még mindig kénytelenek lesznek lemondani a szorosan fogva tartott tömegektől, de ez csak az összeomlási korszak végét követő hosszú idő után történik.
A fekete lyukak hihetetlenül kompaktak. Egy fekete lyuk a Nap tömegével csak néhány kilométer sugarú (körülbelül egy mérföld). Egy másik példaként megemlítjük, hogy egy baseball méretű fekete lyuk körülbelül ötször nehezebb, mint a Föld. Ezeknek a kiemelkedő csillagobjektumoknak sok más egzotikus tulajdonsága van, amelyeket a következő fejezet tárgyal.
A hatalmas csillagok viszonylag ritkák, és a fekete lyukak még ritkábbak. A háromezerből kevesebb, mint egy csillagnak van esélye, hogy élete végi szakaszának befejezése után fekete lyuk legyen, ahol a hidrogén ég. E szűkösség miatt ezek a csillagpárnák nem játszanak fontos szerepet, amíg a szétesés kora véget nem ér.
A csillagok halálának következtében kialakult fekete lyukakon kívül univerzumunkat ezen objektumok egy másik fajtája foglalja el. A második osztályba tartozó fekete lyukak a galaxisok központjában találhatók. Csillagduplázataikkal összehasonlítva ezek a szupermasszív fekete lyukak valóban hatalmasak. Tömegük egy millió és több milliárd naptömeg között mozog. Összehasonlításképpen, egy fekete lyuk tényleges sugara, amelynek tömege megegyezik egy millió napos tömeggel, körülbelül négyszerese a nap sugarának.
Összeütköző galaxisok
Jelenleg a galaxisunk, a Tejút, százmilliárd fénycsillagot tartalmaz, amelyek együttesen úgy néznek ki, mint egy halványan izzó zenekar, amely az éjszakai égbolton átnyúlik. A bomlás korában az égbolt fekete lesz. A hideg halott csillagok és a sötét anyag gravitációs hatásai által megmaradt legnagyobb galaxisok azonban sértetlenek maradnak.
Ugyanakkor a közönséges galaxisok, mint például a Tejút elkerülhetetlen veszélye nem az őket alkotó csillagok halála, hanem pusztító ütközések más galaxisokkal. A galaxisok általában klaszterekben vagy csoportokban léteznek. A terjedéstől kezdve ezek a klaszterek a gravitációs vonzódás hatását hordozzák, minden galaxis áthalad a fürtön saját pályáján. Amikor nagy, laza szerkezetű tárgyak, mint a galaxisok, egymás mellett haladnak, valamilyen súrlódást tapasztalnak, ami a fürt közepe felé halad. A klaszter galaxisok közepe közelében viszonylag szabadon helyezkednek el, és hajlamosak a kölcsönös ütközésekre.
A galaxisok ütközése egy viszonylag közeljövőben hatással lesz az Univerzumra. Néhány galaxis még időnkben is összeütközik - a csillagok korában. Amikor a világegyetem a bomlás korszakába lép, ezek a galaktikus kölcsönhatások egyre fontosabb következményekkel járnak.
Amikor egy galaxis ütközik, a két eredeti galaxishoz tartozó csillagok egy nagyobb, de kevésbé szervezett kompozit galaxist alkotnak. A vegyes kompozit galaxis, ellentétben a különálló galaxisokkal, elegáns spirális szerkezettel, kaotikus és amorf. Az ütközés során a galaxis hosszú csillagcsíkokat bocsát ki, más néven árapály-farok. A csillagok pályái összetettek és szabálytalanok. A vegyes galaxis a zabkása emlékeztet.
A galaxisok ütközéseit gyakran a csillagképződés erős hullámai kísérik. Az ütközések során a galaxisokon belül lévő óriási gázfelhők keverednek, és csodálatos sebességgel új csillagokat hoznak létre. A tömegesebb csillagok halálából eredő számos szupernóva nagyon súlyos következményekkel járhat.
Annak ellenére, hogy az ütközés után a galaxis egésze szerkezete teljesen másnak tűnik, néhány csillag és naprendszere szinte nem érzi azt. A Tejút-típusú galaxis főként üres hely: a galaxisban lévő csillagok olyanok, mint a különálló homokszemek, amelyeket egymástól több mérföldnyi üreggel elválasztanak bármely irányban. És még néhány sűrűbb egyesített galaxisban a csillagok közötti távolság meghaladja az egy fényévet, ami ezer alkalommal nagyobb, mint a Naprendszer és tízmillió alkalommal. több csillag. Az ütközéses galaxisban a bolygórendszerek nem is fogják érezni a körülöttük bekövetkezett lassú katasztrófát, és ez évekig folytatódik. Az ilyen katasztrófa leginkább észrevehető következménye egy olyan bolygón, mint a Föld, az éjszakai égbolton látható csillagok számának fokozatos megkétszerezése.
Valójában a Tejút célja, hogy egy viszonylag közeljövőben túlélje a galaktikus ütközést (és elveszítse az egyéniségét). A szomszédos Andromeda galaxis, más néven M31, jelenleg egy olyan pályán halad, amely a Tejútval való ütközéshez vezet. Azonban a galaxisok sebességének pontos csillagászati \u200b\u200bméréseinek nehézségei miatt nem tudjuk pontosan meghatározni azt az irányt, amelyben Andromeda mozog. Mindazonáltal teljesen világos, hogy ez a nagy galaxis nagyon közel kerül a galaxisunkhoz, és akár hatmilliárd év alatt is összeütközhet vele: éppen akkor, amikor a Nap kezd duzzanni, vörös óriássá válva. Még ha Andromeda és a Tejút sem ütközik ebben a konkrét ülésen, előbb-utóbb nem fogják elkerülni egymást. A Tejút minden bizonnyal gravitációs kapcsolatban áll Andromedával. Mivel ezek a két galaxis egymás körül keringenek, és a dinamikus súrlódás miatt az energia elveszik, a jövőbeni összeolvadás majdnem elkerülhetetlen lesz.
Így a galaxisok klasztereinek hosszú távú sorsa teljesen előre meghatározott: a klaszterbe belépő galaxisok végül kölcsönhatásba lépnek és egyesülnek. Független identitásuk egyesül, amikor az egész klaszter egy óriási és rendezetlen csillaggyűjteményré válik. Amikor a világegyetem a csillagok korszakától a bomlás korszakáig mozog, a galaxisok modern klaszterei hatalmas galaxisokká válnak a jövőben. Valójában az egész helyi galaxiscsoportunk, köztük a Tejút és az Andromeda, fokozatosan egyetlen metagalaxikává válik.
Galaxisok a relaxációs folyamatban
A Tejút-típusú galaxisban a csillagok közötti különbségek olyan nagyok, hogy a csillagok nagyon kevés közvetlen ütközést tapasztaltak, ha egyáltalán túlélték őket. Legalábbis most. Folytatva a már ismerős témát, mondjuk, hogy még ritka események is előfordulhatnak, ha elég időt adunk nekik. Mivel az összeomlási korszak közeledik, egyre fontosabbá válnak a csillagok ütközései vagy a hozzájuk közeli események. Az ilyen találkozók alapvetően megváltoztatják a galaxis szerkezetét, és végül a halálhoz vezetnek. Mivel azonban ez a pusztulási korszak csak a bomlás korszakának csúcsán jön el, a csillagok már csillagmaradványok, és a galaxis már régóta számos galaktikus fúzió terjeszkedő termékévé válik.
De még a bomlás korában is a csillagok közvetlen ütközései viszonylag ritkák. A szoros találkozások és a szoros találkozások sokkal gyakrabban fordulnak elő, mint az igazi összecsapások. Ahogy a bomlási korszak kibontakozik, a csillagok rendszeresen egymás mellett haladnak, kölcsönös gravitációs vonzerővel kölcsönhatásba lépnek. A két csillag szoros áthaladása enyhe változást eredményez mindegyikük sebességében és irányában. A csillagok hajlamosak a kölcsönös diszperzióra, amikor azok közel vannak, amint az a 3. ábrán látható. 14.
Ábra. 14. Ez az ábra két csillag reakcióját mutatja be. Az interakció befejezése után minden csillag új irányba mozdul el, más energiát kap, és így a sebességet. Az ilyen közelítések nagyon nagy száma a galaxis dinamikus relaxációjához vezet, és ezáltal hosszú idő után megváltoztatja a szerkezetét.
Idővel sok ilyen változás fordul elő, és hatásuk lassan felhalmozódik. A hasonló variációk hosszú sorának végeredménye a csillagok egyéni sebességeinek újraelosztása, a galaxis körüli pályákon forgó. A kisebb és könnyebb csillagok növelik a sebességet és az orbitális energiát, míg a nehezebb csillagok elveszítik az orbitális energiát. Amikor sok csillag vesz részt a „vagyon” újraelosztásában, a Galaxis szerkezete lassan változik a folyamatban dinamikus relaxáció. Ahogy ez a relaxáció folytatódik, néhány csillagmaradék olyan sok energiát szerez, hogy kénytelenek elhagyni a galaxist. Idővel egyre több csillag elpárolog a haldokló galaxisból, ütközik, költözik az intergalaktikus térbe, háromszáz kilométer per másodperc sebességgel (675 000 mérföld / óra).
A dinamikus relaxáció során növekszik a kiadott csillagok száma, ezért fontos szerkezeti változások következnek be a galaxisban. Mivel a galaxist a legnagyobb energiával rendelkező csillagok hagyják, a maradék csillagok átlagosan kevesebb energiával rendelkeznek. Így van energiaszivárgás. A növekvő energiaválságra adott válaszként a galaxis kisebb és sűrűbb lesz. A galaxisban ez a csökkenés még nagyobb számú csillagszemléletet vált ki, és egyre több csillag kiutasítását. Mivel ez a folyamat felgyorsul, a helyzet kieshet az irányításból: a galaxis a csillagok többségét kiengedi, majd nagyon kicsi maradnak, és egy sűrű csomóba kerülnek.
Az alacsony energiájú csillagok, amelyek nem túl élénk ígéretesek, a galaxis középpontjába kerülnek, ahol a tudósok szerint szupermasszív fekete lyuk van, és ez minden galaxisra igaz. Ezeknek az óriási fekete lyukaknak a tömegei több millió vagy akár milliárdszor nagyobbak a napelemnek. A galaxis relaxációs folyamatában a közepén található fekete lyuk elnyeli a túl közel álló vándorcsillagokat: az események horizontján belül lesznek. A szétesési korszak alatt ezek a szupermasszív fekete lyukak fokozatosan növelik súlyukat a csökkenő csillagok folyamatos felszívódása miatt.
A galaxisok több százszor hosszabbak lesznek, mint az Univerzum kora. Az ilyen hosszú élettartamot az egyes csillagokat elválasztó óriási távolságok és a csillagok legyőzésének lassú sebessége határozza meg. Miután azonban elegendő idő eltelt, a galaxisoknak szembe kell néznie a végzetükkel. A következő tizenkilenc vagy húsz kozmológiai évtizedben (10 19 vagy 10 20 év) a galaxisban lévő halott csillagok többsége hagyja el a csillagok elpárolgásának folyamatában. A csillagok egy kis és szerencsétlen részét, talán egy százalékos nagyságrendben, a galaxis közepén található fekete lyuk lenyeli. A dinamikus relaxációs folyamat végén a galaxis élete valójában véget ér.
A galaxis ellazulása és szétszórása során az elhaladó csillagok konvergenciája pusztító hatást gyakorol minden olyan bolygóra, amely még mindig a csillagok keringésében forog. Ezek a rendezvények, amelyek megváltoztatják a csillagok nyomvonalát, hajlamosak a bolygókat az általuk elfoglalt pályákról kiszorítani, aminek következtében a bolygók a tér hatalmas ürességébe kerülnek. Az előző fejezetben az ilyen „hajléktalan” bolygók sorsáról beszéltünk. Azok a bolygók, amelyek orbitális sugarai a Földünk sugárával összehasonlíthatóak, a tizenötödik kozmológiai évtizedben kilöknek a naprendszerükből. A nagy orbitákkal rendelkező külső bolygók érzékenyebbek, ezért már régóta örökbe süllyedtek. Olyan bolygó, mint a Neptunusz, akinek orbitális sugara harminc csillagászati \u200b\u200begységekmindössze tizenkét kozmológiai évtizedben - egy trillió év alatt - ki fognak kerülni a naprendszerből. A bomlás korában még a legbelső bolygók is elhagyhatják pályájukat. A bolygó, amelynek pályája tízszer kisebb, mint a Föld (valamivel kisebb, mint a Mercury pályája), körülbelül tizenhét kozmológiai évtized után dobják ki a pályáról. Így a csillagok elvesztik a naprendszerüket a tizenkilencedik-huszadik kozmológiai évtized előtt, amikor örökre elhagyják a galaxist.
Így a bolygók hosszú távú jövője általában és főleg a Földünkön meglehetősen sötét. A közeljövőben a bolygó az üstökösök és az aszteroidák támadása alá kerül, ami globális éghajlatváltozást és általános jellegű katasztrofális pusztítást okoz. Ezután, amikor a belső bolygók szülőcsillagjai a vörös óriások méretére duzzadnak, ezek a bolygók kiégnek a földre és teljesen sterilek lesznek. Aztán minden túlélő bolygót erőteljesen ki fognak vetni a naprendszerükből, és egyenként a csillagközi tér örök sötétségébe dobni.
A degenerált csillagok ütközése
A halott csillagok maradványainak ritka közvetlen ütközése valóban rendkívüli izgalom pillanatai, hasonlóan a felkiáltójelekhez, amik az összeesés korszak szinte végtelenül elhagyatott tágulásaira helyezkednek el. Ezek az ütközések szokásos új csillagokat, furcsa újfajta csillagokat és látványos villogásokat generálhatnak.
Ebben a jövőbeli korszakban a galaxis szokásos baryóniájának nagy része fehér törpékbe koncentrálódik. És bár a kisebb törzsű barna törpék kevesebb anyagot tartalmaznak, körülbelül azonos mennyiségű. Egy olyan nagy galaxisban, mint a Tejút, a fehér és barna törpék halmozott népességének a milliárdokban kell lennie. A halott csillagok pályájuk mozgása során időről időre közvetlen ütközések történnek: körülbelül egy ilyen ütközés néhány száz milliárd évente. Ha figyelembe vesszük a galaxis jelenlegi korát, mintegy tízmilliárd év, akkor nagy a valószínűsége (kb. Kilenctizede), hogy eddig nincs csillagütközés. Az ütközések akkor fordulnak elő, ha az univerzum néhány száz milliárd éves. A tizenötödik kozmológiai évtizedben a galaxist több száz vagy akár több ezer ütközés fogja megrázni.
Két barna törpe összeütközése a csillagászat, a geológia és talán még a biológia szempontjából is érdekes. Az Univerzumban fennmaradó hidrogén nagy része barna törpékben található, amelyek nem fordítják meg nehezebb elemekké. Amikor két barna törpe ütközik egy egyenes vonalhoz közel álló szögben, akkor egy összetett csillagobjektumot képezhetnek, amely a két csillag eredeti tömegének nagy részét tartalmazza (lásd 15. ábra). Ha a kombinált tömege meghaladja a csillagnak a küszöbértékét, ez az interakciós termék zsugorodhat és felmelegedhet, amíg a hosszú távú hidrogénszintézis meggyullad az újonnan kialakult csillagmagot. Egy csillag születik. Az ilyen bizarr összecsapásokból eredő kis vörös csillagok később évezredek alatt fognak élni.
Ábra. 15. Ez a számítógépmodell két barna törpe összecsapását ábrázolja. Az első három kép mutatja az esemény első néhány percét. A negyedik képen vázlatosan bemutatott ütközés végeredménye valódi csillag, amelynek tömege elegendő a hidrogén szintézisének megindításához. Az ütközés természetesen létrehoz egy gáz- és porlemezt az újszülött csillag körül; ez a lemez az a médium, amelyben a bolygók képződhetnek
Ezekkel a csillagászati \u200b\u200bkatasztrófákkal új csillagokat lehet létrehozni, még akkor is, ha a csillagközi közeg összes gázkészlete már régen véget ért. Egy galaxisban a Tejút mérete az adott időpontban mintegy száz ilyen csillagot ragyog. Ezeknek a homályos vörös maradványoknak a halmozott lumineszcenciája a galaxisnak a modern Napéval összehasonlítható teljes sugárzási teljesítményt biztosít.
Emellett a barna törpék ütközése bolygókat is generálhat. Hacsak nincs közvetlen fej-ütközés, a barna törpe gáz néhány része túl gyorsan forog, hogy az újonnan kialakult csillag részévé váljon. Ez a forgó anyag könnyen képez egy gáz- és porkörnyezetet egy újszülött csillagobjektum körül. Mivel a bolygók kialakulása egy kiemelkedő lemez valószínű eredménye, ezek az új csillagok új naprendszereket generálnak.
A két barna törpe ütközéséből eredő bolygóknak az élet fejlesztéséhez szükséges összes összetevőnek kell rendelkezniük. A vörös törpe gondozása alatt álló bolygó meleg maradhat trillió évekig, ami jóval meghaladja a föld modern korát. Ezek a rendszerek nagy mennyiségű nehéz elemet tartalmaznak, köztük az oxigén és a szén. A kedvező pályákon forgó bolygókon folyékony víz lehet. Elvileg az új bolygókon az élet ismerős típusai alakulhatnak ki és fejlődhetnek, amíg a galaxis felbomlik. És csak a huszadik kozmológiai évtized után, amikor a galaxis elpárolog, és a barna törpék ütközésének gyakorisága nullára csökken, az utolsó földszerű világok az örök éjszaka áldozatává válnak.
A fehér törpék ütközése még világosabb, bár rövidebb tűzijátékokat okozhat. Ha két fehér törpe ütközik és összeolvad, és ha az újonnan kialakított objektum tömege nagyobb, mint a Chandrasekhar határ, a degenerált gáz nyomása nem fogja megtartani a fúzió termékét a gravitációs összeomlásból. Ezután egy újonnan született, de túlságosan nehéz csillagnak szupernóva kell lebomlnia. A fehér törpék tíz ütközésének egy-egy szupernóva-robbanásával végződik. Így a galaxis, mindaddig, amíg körülbelül húsz kozmológiai évtizedig érintetlen és biztonságos marad, egy trillionnyi év alatt egy ilyen villanás tapasztalható. A szupernóva kitörései még ma is látványosak, de a pusztító korszak halálos galaxisának nyomorult környezetében valóban lenyűgözőek lesznek.
A két fehér törpe közötti ritka ütközés legvalószínűbb eredménye azonban nem szupernóva robbanás, hanem egy furcsa új típusú csillag kialakulása. A legtöbb fehér törpe az alacsony tömegű csillagokból származik, és szinte teljesen hélium. Két ilyen jellegzetes fehér törpe összeütközése következtében egy kissé nagyobb héliumból álló csillag objektum alakul ki. Ha a végső ütközési termék tömege meghaladja a Nap tömegének 0,3-szorosát, a hélium elvben gyulladhat. Az ilyen csillagok képesek megolvasztani a héliumot nehezebb elemekké, ugyanúgy, mint a fejlettebb (nagyobb) tömegű csillagokat (amelyeket már az előző fejezetben leírtunk). Ahhoz azonban, hogy egy csillag elkezdje égetni a héliumot, az ütközésnek elegendően nagy hőenergiát kell biztosítania, ami nagyon hasonlít a szokásos helyzetünkhöz, amikor az égő gyufa hőjét egy papírlap megvilágítására használjuk. Ha a csillag hőmérséklete nem elég magas ahhoz, hogy héliumot égessen, a zsugorodik és egy másik fehér törpe lesz, aki a galaxis köré vándorol, az új ütközés vagy az intergalaktikus térben száműzetés miatt.
Ezek a csillagok, amelyek héliumot égetnek, melegebbek, fényesebbek, sűrűbbek és sokkal kevésbé élnek, összehasonlítva a hidrogén elégetésével. Egy tipikus csillag sugara, amelynek tömege megegyezik a napelem felével, tízszer kisebb, mint a nap sugara, és fényereje tízszer nagyobb. Egy ilyen csillag felülete hihetetlenül forró: hőmérséklete 35 000 fok volt, ami körülbelül hatszorosa a Nap felszínének hőmérsékletének. A csillag középpontjában a feltételek még szélsőségesebbek: százmillió (10 8) fokos és közel 10 000 gramm / cm3 sűrűség. Ezek a csillagok csak néhány százmillió évet élnek - hosszú ideig az emberi normák szerint, de csak egy pillanatra, mint a hosszú időre. Még ha a csillagok körül kialakulnak a bolygórendszerek, nyilvánvalóan nem lesz időjük arra, hogy a bonyolult élet fejlődését a létezésük rövidsége miatt láthassák. Ha extrapolációt végzünk a Föld bonyolult életformáinak kialakulásához szükséges időről, akkor ezekben a rendszerekben az élet valószínűleg nem emelkedik a vírusok és egysejtű élővilág által képviselt legprimitívebb formák felett.
Több súlyosabb fehér törpe összeütközésében egy másik furcsa típusú csillag is előfordulhat. Ha az ütközési termék tömege meghaladja a Nap 0,9 tömegét, de nem éri el a Chandrasekhar határértéket (aminek következtében nem robban fel), az új objektum elvben képes lesz fenntartani a szén szintézisét. A szén égő csillagának még egzotikusabb tulajdonságai vannak, mint egy csillag, amely héliumot éget. A napfénygel megegyező tömegű szén-csillag körülbelül tízszer világosabb, mint a nap, és felülete 140 000 Kelvin-nél forog. A csillagok szabványai szerint egy ilyen csillagnak van egy kis sugara - egy kicsit több, mint a Föld sugara. A csillag magjában a hőmérséklet megközelíti egy milliárd fokot, sűrűsége százezer alkalommal nagyobb, mint a kő sűrűsége. Ezek az élénken megvilágított gyertyák csak egy millió évet élnek. Az őket kísérő bolygók még mindig a formáció legkorábbi szakaszaiban lesznek, amikor egy csillag kimeríti a nukleáris üzemanyagát és kialszik. Nem valószínű, hogy ez idő alatt még a leg primitívebb bioszféra is kialakulhat.
Sötét anyag megsemmisítése
A galaxisok halói főként sötét anyagból állnak, amelyek többsége nyilvánvalóan nem barionos részecskék formájában van. Emlékezzünk arra, hogy a baryoni anyag főleg protonokból és neutronokból áll, aminek következtében nagy részét képezi a szokásos ügynek. Ahogy az első fejezetben elmondtuk, a modern csillagászok úgy vélik, hogy az Univerzum tömegének nagy része nem baryon anyagba esik. Továbbá úgy vélik, hogy e szokatlan anyag jelentős része galaktikus halókban van.
A sötét anyag szerepének egyik jelöltjét nevezték el gyengén kölcsönhatásban lévő masszív részecskék. Ezek a meglehetősen furcsa részecskék, amelyek tömege tíz-százszorosa a proton tömegének, csak gyenge nukleáris kölcsönhatás és gravitáció révén hatnak egymásra. Nem töltenek elektromos töltést, aminek következtében közömbösek az elektromágneses erő hatására. Nem is fogékonyak az erős kölcsönhatásra, ezért nem kötődnek egymáshoz, és nem képeznek magokat. Mivel ezek a részecskék nagyon gyengén hatnak, nagyon hosszú ideig élhetnek a galaxisok szétszórt halogénszerű területein. Különösen sokkal hosszabb ideig élhetnek, mint az Univerzum kora. Megfelelő hosszú idő után azonban ezek a részecskék kölcsönhatásba lépnek a közönséges anyaggal, ami kölcsönös megsemmisítéshez vezet.
A sötét anyag megsemmisítése két különböző körülmények között történik. Az első esetben, amikor két részecskék galaktikus halóban találkoznak, kölcsönhatásba léphetnek, ami közvetlen kölcsönös megsemmisítéshez vezet. A második esetben a részecskéket a csillagok maradványai, például fehér törpék rögzítik, majd a csillagmagban már megsemmisítik egymást. Mindkét mechanizmus fontos szerepet játszik a Galaxis és az Univerzum jövőjében.
A galaktikus halogénben a sötét anyag részecskék kis sűrűségűek: egy részecske köbcentiméterenként, és meglehetősen nagy sebességgel: kb. Kétszáz kilométer másodpercenként. Mivel ezek a részecskék csak gyenge kölcsönhatást éreznek, a megsemmisítés valószínűsége rendkívül kicsi. Huszonhárom kozmológiai évtized (10 23 év) után azonban ezeknek az interakcióknak köszönhetően a haloban élő sötét anyag részecskék populációja jelentős változásokon megy keresztül. A sötét anyag részecskék megsemmisítésekor általában kisebb relativisztikus sebességű részecskéket hagynak magukra - olyan nagyok, hogy a részecskék képesek legyőzni a galaxis gravitációs vonását. Így a megsemmisítési folyamat végeredménye a galaktikus halo tömegenergia energiájának intergalaktikus térbe való sugárzása.
Mivel a sötét anyag jelenléte az Univerzum teljes tömegének nagy részét teszi ki, a sötét anyag kölcsönhatásából származó megsemmisítés termékei a későbbi korszakokban, különösen a huszadik és negyvenes kozmológiai évtizedek között fontos részét képezik az Univerzum tartalmának. A galaktikus halókban a közvetlen megsemmisítési események maradványai igen sokféle részecskét biztosítanak, beleértve a fotonokat, a neutrínókat, az elektronokat, a posztronokat, a protonokat és az antiprotonokat.
A sötét anyagot a fehér törpe típusú csillagmaradványok rögzítik. A galaktikus halók sötét anyagai olyan részecskék háttérvilágát képezik, amelyek folyamatosan áramlik át a térben. Ezek a részecskék is áthaladnak a galaxisban létező összes objektumon: csillagok, bolygók, és valódi kozmológiai korszakban az emberek. Körülbelül százmilliárd (10 11) ilyen részecskék áthatolnak téged, az olvasó minden másodpercben. Mivel azonban ezek a részecskék csak gyenge kölcsönhatáson keresztül hatnak, és valóban nagyon gyenge, minden típusú anyagot áthatolnak, és nincs hatásuk. Időnként azonban a sötét anyag részecske kölcsönhatásba lép egy atom magjával, és így bizonyos energiát megfoszt.
Ha ilyen kölcsönhatás történik egy fehér törpe mélyén, a sötét anyag részecskéje továbbra is gravitációs kommunikációban maradhat a csillaggal. Hosszú idő után az ilyen részecskék populációja a csillagobjektumon belül fokozatosan nő. Az idő, amely ahhoz szükséges, hogy a sötét anyagot egy ilyen folyamat során rögzítsék, sokkal hosszabb, mint a csillagok életének hidrogén része, ami szinte egész idő alatt vezet a csillagtöredék életéhez. Ahogy a sötét anyag részecskék koncentrációja a csillagmagban nő, a részecskék megsemmisülésének valószínűsége nő. Végül a csillag eléri a stabil állapotot, amelyben a csillagmaradvány megsemmisülése ugyanolyan sebességgel történik, mint a galaktikus halo részecskéi.
A sötét anyag rögzítésének és megsemmisítésének folyamata a jövőbeni fehér törpék számára fontos energiaforrás. Ezek a csillagobjektumok a csillagok fojtogatását követően, a termonukleáris fúziós reakciók befejezése után haltak meg. Egy további energiaforrás hiányában a fehér törpék hidegebbé és fényesebbé válnának, amíg a hőmérséklet megegyezik a világegyetem háttérhőmérsékletével. Azonban a sötét anyag elpusztításából kivont energia miatt a fehér törpék nagyon hosszú ideig képesek energiát kibocsátani. Egy fehér törpe teljes sugárzási teljesítménye ennek a megsemmisítési folyamatnak köszönhetően körülbelül egy négyzetméter (10 15) watt. És bár ez a jelentéktelen hatalom mintegy százmilliárd (10 11) -szer kisebb, mint a Nap sugárzásának hatalma, a jövőben ez az energiatermelési mechanizmus fog irányítani az univerzumot. Az ilyen energiatermelés addig folytatódhat, amíg a galaktikus halo érintetlen marad - körülbelül húsz kozmológiai évtizedben (10–20 év), vagy tízmilliárdszor hosszabb, mint a nap, amikor a nap hidrogént ég.
A sötét anyag részecskéi, amelyeket a fehér törpék ragadtak meg, végül megsemmisítik a sugárzást, ami végül elkezd dominálni az Univerzum háttér sugárzási területén. Azonban, mielőtt elhagynánk a csillagot, ez a sugárzás hosszabb hullámhosszúságú tartományba lép, és így alacsonyabb az átlagos energiaértékek. A fotonok elhagyják a csillag felszínét, jellegzetes hullámhosszúsága körülbelül ötven mikron (egy-húsz milliméter) - egy érték, amely százszor nagyobb, mint a nap által kibocsátott fény hullámhossza. Ez a sugárzás láthatatlan az emberi szem számára, de a modern berendezések könnyen rögzítik ezeket az infravörös fotonokat. A csillag felületi hőmérséklete alacsony - csak 63 fokos Kelvin - a folyékony nitrogén hőmérséklete alatt.
Ebben a korszakban jövőbeli történelem Az univerzum galaxisok meglehetősen eltérnek a mai naptól. Egy tipikus jövőbeli galaxis több milliárd csillagmaradványt tartalmaz, amelyek mindegyike energiát sugároz a sötét anyaggyűjtés és megsemmisítés folyamatai miatt. Ugyanakkor az ilyen csillagmaradványok teljes galaxisának teljes sugárzási teljesítménye összehasonlítható a Nap egyik sugárzási teljesítményével. Ezek közül a ragyogó maradványok több száz több hagyományos csillagot szórnak el, amelyeket a barna törpék ütközése okoz. És bár a modern szabványok szerint ezek a kis csillagok ragyogóan ragyognak, a jövő áthatolhatatlan sötétségében igazi jelzők lesznek. A néhány valódi csillag által generált teljes sugárzási teljesítmény elrejti a fehér törpék milliárdjait.
Fehér törpe élet
Annak ellenére, hogy az általunk ismert életformák a halál veszélye alá eshetnek, a régi fehér törpe légkörében létezik egy szórakoztató lehetőség a jövőbeli életre. Ne felejtsük el, hogy a jövőbeni életformákról folytatott bármilyen megbeszélés minden bizonnyal elvezet minket a feltételezések birodalmába. A következő ítélkezési lánc azonban nemcsak bizonyos érdeklődést okoz, hanem világosan leírja azokat a fizikai feltételeket, amelyek a távoli jövőben a fehér törpékben léteznek.
Az eredeti csillag halála után a fehér törpe gyorsan lehűl, amíg a fő energiaforrása nem a sötét anyag részecskéinek elkapása és későbbi megsemmisítése. Amint ez megtörténik, a fehér törpe átáll egy többé-kevésbé stabil állapotba, amelyben addig lesz, amíg a galaktikus halo összes sötét anyaga elfogy, vagy addig, amíg maga a csillag nem kerül ki a galaxisból a dinamikus relaxáció során. . Mindenesetre a tipikus fehér törpéknek körülbelül húsz kozmológiai évtizedük van (10–20 év), így az élet a légkörben fejlődik. Ez a hatalmas időintervallum százmilliárdszor hosszabb, mint a Föld életének fejlesztése. Ilyen hosszú időn keresztül bármilyen típusú biológiai evolúció lehetősége nagyon valószínűsíthető, és a komplexitás növekedése még lehetséges.
Néhány szempontból a fehér törpe életének forgatókönyve homályosan hasonlít a Föld életére. A fehér törpe közel azonos sugárméretű, mint a Föld. Mivel a földi életformák a bolygónk felszínéhez közel eső területekre korlátozódnak, így a fehér törpe légkörben minden lehetséges életforma a csillag külső rétegeiben is megtalálható. A csillag belső része degenerált anyagból áll, és a csillag belsejében nem keletkeznek kémiai reakciók. Érdekes kémia csak a külső réteggel társítható. A fehér törpe energiaforrása a sugárzási mező, amely belsejéből felmelegíti a felszíni rétegeket, míg a Föld a felől hőtől kapja - a Naptól. A legfontosabb különbség az, hogy a Földön az élet folyékony víz jelenlétén alapul, míg a fehér törpe légkörében szinte nincs folyékony víz. A fehér törpe környezetben a leginkább remélhető, hogy valamilyen kémiai reakció létezik.
Az élet létezésének első követelménye a kémiai elemek megfelelő keveréke. A nagyobb tömegű fehér törpék természetesen nagy mennyiségben tartalmazzák a szárazföldi szervezetek két legfontosabb elemét - a szén és az oxigén. A legkisebb fehér törpék, amelyek tömege nem haladja meg a nap felét, gyakorlatilag egy héliumból áll. A hélium szinte teljesen kémiailag közömbös, ezért nem kívánatos a környezet szempontjából, amelyhez az élet kialakulásának reménye van. Így a nagyobb fehér törpéknek sokkal jobb esélyük van a bioszféra védelmére magukon.
Hosszú ideig a fehér törpe felületi hőmérséklete kb. 63 Kelvin, ami nagyon közel áll a folyékony nitrogén hőmérsékletéhez. A csillag mélyén egy kicsit melegebb, bár nem sok. A fehér törpe belső területeinek fő része egy degenerált anyaggal van kitöltve, aminek következtében a belső területekről a külső is könnyen terjed. Ennek a viszonylag könnyű hőátadásnak köszönhetően a csillag majdnem állandó hőmérsékletet ér el szinte az egész belső területen. Azonban a csillag külső rétegei, közel a felszínéhez, nem degenerált, hanem közönséges anyagból állnak.
A csillag legfelső rétege elvileg képes a kémiai reakciók támogatására, és hozzáférést biztosít a foton energiák széles skálájához, amelyek ezeket a reakciókat kiváltják. A csillag lényegében előforduló sötét anyag megsemmisítése nagy energiájú sugárzást termel - gamma sugarakat, amelyek energiája eléri a milliárd elektronvoltot. Amíg ez a sugárzás eléri a csillag felső rétegeit, a hullámai hosszabbak, és a fotonenergia csökken. A csillag külső felületén a fotonenergia átlagosan az elektronvolt egy részét képezi. Összehasonlításképpen azt mondjuk, hogy kémiai reakciókban a részecskékre jellemző tipikus energiaértékek több elektronvolt. Így egy fehér törpe légkörében pontosan van a fotonenergia-tartomány, amely a kémiai reakciók kiváltásához szükséges.
Mi a helyzet egy ilyen csillag teljes energia tartalékával? A sötét anyag megsemmisítése miatt létező fehér törpe mintegy 10 15 wattos energiát termel. Ez a sugárzási teljesítmény kicsi a modern Nap fényességéhez képest, de meglehetősen nagy, mint az egész emberi civilizáció által termelt teljes erő. Egy másik összehasonlításként megjegyezzük, hogy a Föld által érzékelt napenergia aránya körülbelül 10 17 watt. Más szavakkal, a fehér törpe légkörben a biológiai evolúció elindításához szükséges erő a Föld bioszféra számára rendelkezésre álló teljes teljesítmény egy százaléka.
Folytassuk tovább ezt a mentális kísérletet, közelítőleg becsüljük meg, hogy a fehér törpék légkörében bármilyen életforma létezik-e. Freeman Dyson példáját követve feltételezzük, hogy az élet valamilyen törvényes törvénynek van alávetve a mérlegekhez, ami azt jelenti, hogy az élő lény szubjektív ideje attól függ, hogy milyen hőmérsékleten működik. Alacsonyabb hőmérsékletek esetén az élet lassabban áramlik, így a tudatosság ugyanolyan számú pillanatának érzékelése egy ilyen lényben több időt vesz igénybe.
Ami a hipotetikus élővilágunkat, a fehér törpe felszínén fejlődő környezetét, 63 ° Kelvin-fokos hőmérsékletűnek kell lennie, ami körülbelül ötször kisebb, mint az emlősök hőmérséklete. A skála-illesztési hipotézis azt állítja, hogy az ilyen lény lényegében 5-szer több reális (fizikai) időt vesz igénybe ahhoz, hogy az élet tényleges tényleges mennyiségét túlélje. Így a Földön élő élethez képest a fehér törpe légkörében az élet öt tényezőt veszít, mivel az anyagcseréje alacsonyabb, és az egyik tényezője annak köszönhető, hogy kevesebb energiájuk van. Ez a 500-as tényező elvesztése több, mint kompenzálható a rendelkezésre álló idővel, ami százmilliárdszor hosszabb. E két versenyző tevékenységet ötvözve úgy gondoljuk, hogy a fehér törpe légkörben az élet számszerű előnye, mintegy százmillió. Még ha a fehér törpe légkörben az élet evolúciója százmilliószor kevésbé hatékony, mint a Föld biológiai evolúciója, ez a csillag még mindig olyan időt és energiát tartalmaz, amely elegendő ahhoz, hogy egy egész életforma hálózatát hozza létre, amely a mai Föld bioszféra számára összehasonlítható. .
Az életről és az evolúcióról alkotott megértés azonban messze nem teljes. Ez az extrapolációs vonal nem szigorú előrejelzés, hanem érdekes lehetőség. A fehér törpék légkörei meglehetősen nagy energiaforrással és valóban hatalmas idővel rendelkeznek. Ilyen környezetben elvileg lehetséges az érdekes kémia kialakulása. Bár általában nem tudjuk garantálni, hogy az idő, az energia és a kémia elegendő feltétel a biológia kialakulásához. Az egyetlen ismert számunkra azonban az érdekes kémia az élet evolúciójához vezetett. Nem tudjuk, hogy ez a lehetőség a jövőben megvalósul-e.
A fehér törpe légkörön kívül él
Elképzelhető egy hagyományosabb nézőpont az élet létezéséről a jövőben. A sötét törpe részecskék elkapása és megsemmisítése miatt élő fehér törpék 10 15 wattos tényleges fényerőt biztosítanak. Ez a kellően nagy mennyiségű hatalom egy csillag csillagát bocsátja ki, amely a Földhöz hasonló méretű. Kívánj valamilyen jövőbeni civilizációt, hogy ezt az energiát használhassa, ez a csillagot egy gömb alakú héjjal körülveszi, ami megragadná a sugárzó energiát. Egy ilyen vállalkozás bolygónképes építés bevezetését igényelné - egy magasan fejlett civilizáció költséges, de meglehetősen megvalósítható célja.
A fehér törpék ilyen rendszereiben a rendelkezésre álló teljes teljesítmény jelentősen meghaladja a civilizációnk által jelenleg fejlesztett és fogyasztott energiát. A fehér törpék névleges teljesítménye más módon is beépíthető a perspektívába. Tegyük fel, hogy egy fehér törpe közelében élő civilizációnak egy milliárd állampolgára van. Ekkor a társadalom minden tagja hozzáférhetne egy teljes megawatt teljesítményhez: ez elég ahhoz, hogy tízezer sztereó felvevő működjön a teljes hangerőn. Ezen túlmenően az ilyen energiaellátás húsz kozmológiai évtizedet (százmilliárd milliárd év) tarthat fenn - jelentősen több, mint a kétszáz év, amikor teljesen kimerítjük a fosszilis tüzelőanyagok tartalékait Földünkön.
Növekvő fekete lyukak
A bomlás korában a fekete lyukak növekednek és egyre nagyobbak lesznek. Tömeggyarapodnak, a csillagok és a gáz elpusztítása, amelyek veszélyesen közel vannak a fekete lyuk „felszínéhez” - az eseményhorizonthoz. Ahogy a következő fejezetben látni fogjuk, a fekete lyukak végül sugárzást bocsátanak ki a hatalmas tömegükből, de ez sokat fog történni, sokkal később, mint a bomlás korszakának vége. Közben továbbra is súlyt kapnak.
Elvileg a szupermasszív fekete lyukak lenyelik a teljes galaxist, amelyben élnek. Mennyi ideig tart ez a folyamat? Ha egy fekete lyuk, amely egy millió napos súlyú, mint a Tejút közepén, véletlenszerűen elnyelné a csillagokat, akkor körülbelül 30 kozmológiai évtizedben (millió billió év alatt) szívná meg a teljes galaxisunkat. Ha a fekete lyuk kezdetben sokkal nagyobb tömegű lenne, mondjuk egy milliárd nap, akkor sokkal rövidebb idő alatt sikerült megsemmisítenie a galaxist - körülbelül huszonnégy kozmológiai évtizedben. Legyen az, hogy mindkét időszak sokkal hosszabb, mint a galaxisok várható élettartama. Ahogy már mondtuk, a galaxist alkotó csillagok csak húsz kozmológiai évtized elteltével elpárolognak az intergalaktikus térbe. Ennek eredményeként a legtöbb csillag képes lesz elkerülni a fekete lyukak „dühét”, de néhányan még így is meghalnak.
A galaxisok eltűnése után azonban mind a fekete lyuk, mind a csillagok néhány maradványa létezik. Körülbelül húsz kozmológiai évtized után a helyi szuperkürtökbe fekete lyukak és a csillagok maradványai tartoznak, amely a nagyszabású struktúra hierarchiáját követi, amelyhez a galaxis egyszer tartozik. Ez a nagyobb szerkezet a gravitációs erők köti, és valamilyen módon viselkedik, mint egy óriási galaxis. A fekete lyukak, legalább egy korábbi galaxisra egy adott klaszterhez tartoznak, körbejárják ezt a klasztert, elnyelik a csillagokat és más anyagokat, amelyekkel találkoznak. Így a fekete lyukak tovább nőnek a tömegben és növekednek.
Az ellentétes fizikai hatások hiányában a csillagok párolgásának dinamikus folyamatai, a gravitációs sugárzás (lásd a 4. fejezetet) és a csillagok fekete lyukakkal történő felszívódása még nagyobb térbeli és ennek megfelelően időskálákon is folytatódik. Ennek a hierarchiának a vége a bomlás korának végével kezdődik.
A csillagok maradványait és mindent, amit rendesnek tartunk, protonok alkotnak. Egy hatalmas idő után ezeknek a legtöbb protonnak a jellege az elismerésen túl változik.
Proton bomlás
A 20. század második felében a részecskefizika által bemutatott meglepetés az, hogy a proton nem örökkévaló. Azok a protonok, amelyek hosszú ideig stabilnak és végtelenül hosszú élettartamú részecskéknek tekinthetők, amint kiderült, elég hosszú idő után széteshetnek kisebb részecskékké. A protonokat lényegében egzotikus radioaktivitás jellemzi. Kisebb részecskéket bocsátanak ki, és valami újdá válnak. Ez a bomlási folyamat hihetetlenül hosszú időt vesz igénybe, sokkal hosszabb, mint az Univerzum jelenlegi kora, jóval a csillagok élettartamán túl, sőt sokkal hosszabb, mint a galaxisok élettartama. Az örökkévalósághoz képest azonban a protonok hamarosan eltűnnek.
Hogyan lehetséges ez? Már ismerjük a pozitív pozíciót, a pozitív töltésű, ismerősebb elektronok anyagi partnereit. Feltételezhető, hogy a protonbomlás eredményeként egy pozitron jelenik meg, és egy bizonyos energiát is felszabadítanak, mivel a protontömeg majdnem kétezerszor nagyobb, mint a pozitron tömeg. Így a pozitron alacsonyabb energiaállapot. Az egyik alapvető fizikai alapelv azt mondja, hogy minden rendszer az alacsonyabb energiaállapot felé halad. A víz lefelé halad. Izgatott atomok fényt bocsátanak ki. A szintézis során a fénymagok, mint a hidrogén, nehezebbekké, a héliumtól a vasig alakulnak át, mivel a nagyobb magoknak alacsonyabb energiájuk van (részecskénként). A nagy magok, mint például az urán, radioaktívak, és kisebb energiájú kisebb magokba bomlanak. Akkor miért nem lehet a protonok positronokká vagy más kis részecskékké bomlani?
A legalapvetőbb szinten számos fizikai elméletnek van egy olyan törvénye, amely tiltja a protonok bomlását, még akkor is, ha e bomlás következtében alacsonyabb energiájú állapotba kerülhetnek. Röviden, ez a törvény a következőképpen fogalmazható meg: a baryon szám mindig megmarad. A protonok és a neutronok hétköznapi anyagból állnak, amit baryikusnak hívunk. Minden proton vagy neutron egy egységnyi baryonszámot tartalmaz. Az elektronok és positronok részecskéi nulla baryonszámot, valamint fotonokat, fényrészeket tartalmaznak. Tehát, ha egy proton positronokká bomlik, a baryon szám elveszik ebben a folyamatban.
A részecske-elméletek újabb verzióiban azonban kiskapu van. A protonbomlást tiltó törvényt esetenként megsértik, de csak néha. A gyakorlatban ez a látszólagos oximoron azt jelenti, hogy a protonok nagyon hosszú idő után bomlanak, sokkal hosszabb, mint az Univerzum jelenlegi kora.
A protonbomlás számos különböző úton haladhat, aminek következtében sokféle különböző termék létezhet. Az egyik tipikus példa a 16. ábrán látható. Ebben az esetben a proton egy pozitron és egy semleges pion, amely ezt követően fotonokká (sugárzás) bomlik. Számos más bomlás is lehetséges. Ennek a bomlásnak és a populációiknak a sokféle terméke még nem ismert.
Ábra. 16. Itt van a protonbomlás egyik lehetséges módja. Ebben az esetben a protonbomlás végeredménye egy pozitron (elektronrészecske) és egy semleges pion. A pünkösdi rózsa rendkívül instabil és gyorsan besugárzódik (azaz fotonokká bomlik), ha egy ilyen sűrű közegben, például egy fehér törpében előfordul, a pozitron gyorsan elpusztul az elektronnal, és még két nagy energiájú fotont képez.
Az olvasó megkérdezheti, hogy miért beszélünk egy proton, és nem egy neutron lebomlásáról. Az a tény, hogy a magon belüli neutronok körülbelül ugyanezen idő elteltével lebomlanak. A szabad neutronok nem élnek túl hosszú ideig. A neutron magához hagyott proton, elektron és antineutrino körülbelül tíz perc alatt elpusztul. Egy ilyen bomlási módszer nem engedélyezett atommagokhoz kötött neutronok esetében. A kötött neutronok csak a protonbomlási utakhoz hasonló hosszú távú bomlási módszereket képesek túlélni.
A modern fizika nem határozza meg pontosan a proton átlagos élettartamát. Ennek az elméletnek a legegyszerűbb változata azt jósolja, hogy a proton mintegy harminc kozmológiai évtizedben (10–30 év, vagy quadrillion quadrillion év) lebomlik. Ezt az egyszerű előrejelzést azonban már meg is tagadta a kísérletek, amelyek azt mutatják, hogy a proton élettartama meghaladja a harminckét kozmológiai évtizedet. A protonbomlás előrejelzi a nagy egyesítés elmélete - Az erős, gyenge és elektromágneses kölcsönhatásokat ötvöző elmélet. Ezek az elméletek hihetetlenül nagy energiákhoz kapcsolódnak, amelyek az univerzumunkban csak a nagy bumm után történt első pillanatokban léteztek. A legnagyobb részecske-gyorsítók energiája milliárdszor kevesebb, mint az érdekes fizikai mód tanulmányozásához szükséges energia. Ennek eredményeként a fizikusok még nem rendelkeznek a nagy egyesítés elméletének végső változatával. Jelenleg számos lehetséges lehetőség vizsgálata történik, amelyek mindegyike különböző előrejelzéseket ad a proton élettartamára vonatkozóan.
Ha figyelembe vesszük, hogy az univerzum mindössze tízmilliárd éves, akkor az idõkísérletnek az idõmérés kvadrillionnyi évében (harminc kozmológiai évtized) történõ mérésének ötlete szinte irreális. Ha azonban általános elképzelése van a radioaktív bomlás folyamatáról, akkor az alapötlet egyértelművé válik. Minden részecske, ebben az esetben a protonok, nem élnek egy bizonyos ideig, majd egyidejűleg lebomlik. Éppen ellenkezőleg, a részecskék bomlásának valószínűsége valószínű bármikor. Tekintettel arra, hogy az ilyen bomlás valószínűsége elhanyagolható, a legtöbb részecske nagy korban fog élni. A részecske élettartama átlagos időmely részecskék élnek, és nem az igazi mindegyikük számára. Mindig olyan részecskék lesznek, amelyek korai elbomlanak. És ez a fajta csecsemőhalandóság a részecskék között empirikusan mérhető.
A bomlási folyamat észleléséhez nagy részecskékre van szükség. A nagyobb érthetőség érdekében feltételezzük, hogy meg akarjuk mérni egy proton bomlását, amelynek becsült élettartama 10 32 év. Ha egy 10 32 protont tartalmazó nagy tartályt (egy kis, 20 méter hosszú, öt szélességű és két mélységű medencét vesz fel), akkor körülbelül egy proton évente csökken a kísérleti berendezésben. Ha olyan érzékeny eszközöket tudnánk létrehozni, amelyek lehetővé teszik számunkra, hogy minden ilyen bomlást regisztráljunk, akkor csak néhány évet kell várnunk, ami után mérésünk teljesnek tekinthető. A gyakorlatban ezek a mérések valamivel kifinomultabb kísérleti problémákat tartalmaznak, de az alapötlet megérthető. Különösen a kérdésre adott válasz megismeréséhez nem szükséges 10 32 évet várni. Az ilyen kísérletek már kimutatták, hogy a proton élettartama meghaladja a 10 32 évet. Jelenleg a protonbomlás kimutatására irányuló kísérletek folytatódnak.
A protonbomlás nagyon általánosan megjósolható. A korai univerzumban bizonyos folyamatok a baryon szám által létrehozott anyag megsértésével járnak, amelyet a modern univerzumban megfigyelünk. Emlékezzünk arra, hogy az űrtörténet első mikroszekundumában kis mennyiségű anyag keletkezett az antianyag felett. Az Univerzumban lévő anyag mennyisége csak akkor lépheti túl az antimateriális mennyiséget, ha valamilyen fizikai folyamat eredményeképpen további baryon szám alakul ki. De ha hasonló folyamat is megtörténhet, amelynek során a báriószám megőrzésének törvényét megsértik, akkor a protonok halálra ítélnek. Ezután a protonbomlás csak idő kérdése.
Az eddig említett protonbomlás lehetséges útjai nem tartalmazzák a természet negyedik erejét - a gravitációt. Azonban a gravitációs erő szabályozza a protonbomlás további mechanizmusát. Valójában a proton nem osztható részecske: három alkotórészből áll, amelyeket kvarknak neveznek. A protonokban lévő kvarkok nem nyugodtak: állandó izgalomban vannak. Bár nagyon, nagyon ritka, de még mindig ugyanolyan helyzetbe kerülhetnek a protonon belül. Ha ez a konvergencia megtörténik, ha a kvarkok elég közel vannak egymáshoz, akkor mikroszkópos fekete lyukba egyesülhetnek. Az átlagos időtartam becslése, amely egy protonot egy miniatűr fekete lyukba vitt, széles körben változik: negyvenöt-száz-hatvan-kilenc kozmológiai évtizedre, ennek a tartománynak az alsó vége előnyben részesítve. Mondanom sem kell, hogy ez a folyamat még mindig nem eléggé megértett, aminek eredményeképpen az ennek megfelelő proton élettartam csak nagyon durva közelítéssel hívható. De ha a protonok még korábban sem bomlanak, akkor ezeknek a folyamatoknak az eltűnésére kell szánniuk - hogy elfogadják a gravitációs erőtől való halált.
Amint azt a következő fejezetben tárgyaljuk, a fekete lyukak sem örökkévalóak. Ráadásul a kis fekete lyukak sokkal kisebbek, mint a nagyok. A proton fekete lyukká való átalakulása után majdnem azonnal elpárolog, és egy pozron mögött marad. Így a proton egy másik gravitációs és termodinamikai csatatér. A gravitáció könyörtelen cselekedete miatt, előbb-utóbb, protonok halálát és apró fekete lyukak kialakulását okozhatja. De ez a nyilvánvaló gravitációs győzelem rövid életű. A fekete lyukak azonnal megjelennek. A proton tömegenergia nagy része sugárzásba kerül, az entrópia az Univerzumba kerül, és a termodinamika ünnepli a végső győzelmet.
Van még egy, még egzotikusabb mechanizmus a protonbomlásnak. A vákuum üres helykonfigurációknak több lehetséges állapota is lehet. A vákuum elvileg spontán módon megváltoztathatja konfigurációját a kvantummechanikai alagút során. Mivel a vákuum átmenete az egyik állapotból a másikba változásokat okoz a baryon számban, ezek a protonbomlás kiváltóiként szolgálhatnak. Az ilyen átmenetek azonban erősen elnyomnak, aminek következtében óriási időre van szükség. Gyorsabb bomlási út hiányában a protonok ezt a mechanizmust elpusztítják a száz és negyvenedik és az ötvenedik kozmológiai évtizedben.
A degenerált maradékok sorsa
A csillagfejlődés utolsó fejezete a protonok bomlásában tárul fel. Bár a proton valódi élettartama nem volt empirikusan mérve, ebben a könyvben feltételezzük, hogy a tipikus proton élettartam harminchét kozmológiai évtized (tíz billió billió év). Amikor a protonok egy csillagon belül bomlanak, például egy fehér törpe belsejében, az így keletkező energia feltölti a csillag energianövényeit. Ennek a bomlásnak a leggyakoribb termékei a pozitron és a pion, az utóbbiak azonnal elpusztulnak a nagy energiájú gamma sugarakhoz. A pozitron gyorsan megtalál egy elektronot, és ezek a két részecskék megsemmisülnek, és még két, nagy energiájú gamma-fotont alkotnak. Tehát a végén nyugalmi tömeg a proton gamma-sugárzásra változik, egy csillagot melegít. Következésképpen a pusztító protonok a csillagot belső energiaforrással látják el, azzal a különbséggel, hogy ennek ára rendkívül magas: hő és fény létrehozásához a csillagnak lemondania kell a saját pihenőtömegéről.
A fehér törpe, amely a protonbomlás miatt létezik, körülbelül négyszáz wattos fényerővel rendelkezik: ez csak elég ahhoz, hogy megőrizze néhány izzólámpa fényét. Az ilyen csillagok egész galaxisának fényessége tíz billiószor kisebb, mint a Napunk fényereje. Még akkor is, ha az összes galaxisban lévő csillagok sugárzási teljesítményét hozzuk létre, amely jelenleg a kozmológiai horizontunkon belül esik, a kapott fényerő még mindig százszor kevesebb lesz, mint a Napunk fényereje. Igen, egy ilyen jövőt alig lehet fényesnek nevezni.
A fehér törpe belsejében lévő sugárzás sokszor szétszóródik, mielőtt eléri a csillag felületét. Ebben a jövőbeli korszakban a fehér törpe felületi hőmérséklete csak 0,06 Kelvin-fok lesz - körülbelül százezer alkalommal hidegebb, mint a Nap. Így ezek a négy-wattos izzók valószínűleg nem illeszkednek az asztalhoz. Sugárzást bocsátanak ki, amelynek jellegzetes hullámhossza öt centiméter - körülbelül ötvenezer-szer hosszabb, mint az emberi szemet elkapni képes hullámok.
A protonbomlás evolúciós fázisában a fehér törpe kémiai összetétele felismerhetetlenül változik. Tegyük fel, hogy egy tiszta szénből készült csillaggal kezdtük. Minden szénatom hat protont és hat neutronot tartalmaz. Ahogy a protonok és a neutronok lebomlanak, a magok kisebbek és kevesebb részecskét tartalmaznak. E folyamat során az eredeti szénmagokat egyetlen részecskére redukáljuk, és a csillag a tiszta hidrogén formájában teljesíti életciklusát.
Ez az egyszerű kép két dolgot bonyolítja. Először is, a protonbomlás eredményeként felszabaduló nagy energiájú sugárzás más protonokat és neutronokat szabadíthat fel a magokból. Ezek a felszabadult részecskék általában lemondanak az újszülött szabadságukról és egyesülnek más magokkal. Átlagosan minden protonbomlás egy másik proton vagy neutron egyik átmenete egy másik magból. Így kapunk egyfajta nukleáris ugrást.
A második probléma a hidegfúzió. Még alacsony hőmérsékleten is, ebben az esetben nem haladhatja meg az abszolút nulla alatti egy fokot, néha a Heisenberg bizonytalanság elvének köszönhetően, a magok szintetizálhatók. A részecskék hullám jellegéből adódóan nem lehet meghatározni helyük pontos helyét. Ennek eredményeként a két mag néha elég közel van egymáshoz ahhoz, hogy egy nehezebb magot szintetizáljon. A fehér törpe mélységében, amely egy milliószor sűrűbb, mint a Föld, a hidrogén hideg szintézise csak százezer évet vesz igénybe, a szén pedig körülbelül kétszáz kozmológiai évtized (10 200 év). Így a fehér törpék a hélium összetételét megtartják. Azonban az adott időintervallumok olyan hosszúak, hogy a hideg fúzió nem gyakorol jelentős hatást a fehér törpe fejlődésére a protonbomlás fázisában, amely 10 37 év alatt következik be. Az is világos, hogy a hidegfúzió nem játszik érdekes szerepet a modern világegyetemben.
Mivel a fehér törpe továbbra is elveszíti a tömegét a protonbomlás során, szerkezete észrevehető változásokon megy keresztül. A degenerált anyag illogikus jellege miatt a fehér törpe radiális mérete növekszik a tömeg csökkenésével. Amikor egy csillag kitágul, a sűrűsége csökken, és az anyag végül megszűnik degenerálódni. Ez az átmenet akkor következik be, amikor a csillag tömege Jupiter tömegére csökken - körülbelül ezer alkalommal kisebb, mint a Nap tömege. Az evolúció ezen szakaszában a csillag sűrűsége víz és tízszer kisebb, mint a Napé. A csillag egy fagyasztott hidrogénatom tömegéből áll: egyfajta hatalmas jeges hidrogéngolyó.
A degenerált állapot eltűnése után a kristályos fehér törpe továbbra is csökken, amíg annyira kicsi, hogy már nem tud csillagként működni. Ez a végső átmenet a csillagfejlődés végét jelenti. Egy valódi csillag meghal, amikor átlátszóvá válik, amikor a csillagon belül terjedő sugárzás szabadon, szétszóródás nélkül leválik belőle. Ebben a fordulópontban a csillag tömege mindössze 10 24 gramm - körülbelül hatszázszor kisebb, mint a Föld tömege.
Így az evolúció utolsó előtti szakaszában a legtöbb csillag hidrogéncsomóvá alakul, amelynek mérete körülbelül hetvenszer kisebb, mint a hold. Ahogy a protonbomlás folyamat véget ér, ez a csomó továbbra is elpárolog. Így a fehér törpék végső sorsa világossá válik: ezekből semmi sem marad. A csillag minden energiája végül csillagközi térbe jut. És ismét, a termodinamika végül a gravitációval diadalmaskodik.
A neutroncsillagok, ezek a ritka és sűrű fehér törpék rokonai hasonló módon elpárolognak. A protonbomlás a neutroncsillagokat megközelítőleg azonos teljes fényerővel biztosítja: körülbelül négyszáz watt. A neutroncsillagok sokkal kisebbek, mint a fehér törpék. Ezért, hogy azonos sugárzási teljesítményt kapjunk, ezeknek a csillagoknak a felszínének melegebbnek kell lennie: tipikus neutroncsillag esetén kb. Három fokos Kelvin. Körülbelül ez a hőmérséklet egy modern reliktikus sugárzással rendelkezik, amely meghatározza a mai napon elérhető minimális hőmérsékletet. A harminc hetedik-harmincadik kilencedik kozmológiai évtizedben a három fokos hőmérsékletű, gyenge fényt kibocsátó neutroncsillagok a világegyetem legforróbb tárgyai közé tartoznak.
Életük utolsó szakaszában azonban a neutroncsillagok némileg eltérnek a fehér törpéktől. Mivel a neutroncsillag elveszíti tömegét a protonbomlás folyamatában, kevésbé sűrűvé válik, és végül a neutron degeneráció eltűnik. Amint a neutronok megszűnnek, azok protonokká, elektronokká és antineutrinokká alakulnak. Ez az átmenet akkor következik be, amikor a csillag tömege a Nap tömegének egytizede alá esik, és a sugara mintegy százhatvan négy kilométer. Ebben a szakaszban a sűrűség még mindig elég nagy ahhoz, hogy az elektronok degenerálódjanak, és a csillag nagyon hasonlít egy fehér törpéhez. A fennmaradó csillagobjektum, mint egy fehér törpe, egyre nagyobb tömegben veszít tömegben a protonok bomlásának növekvő számaként, amíg az elektronok degenerációja eltűnik. Ekkor fordul elő az objektum jeges hidrogén blokk, amelynek tömege nem haladja meg a Nap tömegének ezer részét. Ezután a protonok lebomlanak a kristályrácsban, ami végül a csillag teljes elpárolgásához és sugárzássá és kis részecskékké való átalakulásához vezet. Végül semmi sem marad a neutroncsillagokból.
A bolygók hosszú távú sorsa hasonló történelemmel rendelkezik. A bolygók főleg protonokból állnak, amelyek bomlása, aminek következtében a bolygó elpárolog, sugárzássá válik. Mire a többi bolygó összeomlik a protonbomlás folyamatában, régóta elválasztják őket a szülőcsillagoktól, és egyedül fognak vándorolni az űr hatalmas kiterjedésében. A bolygó lassú megsemmisítésével meglehetősen szerény hatalmat termelnek: csak egy milliwatt a Földön, mint a Földön. És bár a bolygók kezdetben több nehéz elemet tartalmaznak, mint a csillagok, idejükben fagyasztott hidrogéngé alakulnak. Még a tiszta vasból álló bolygó is összeomlik a harmincnyolc kozmológiai évtizedben - körülbelül hat proton felezési idővel. A harmincadik kilencedik kozmológiai évtizedben a bolygó egy kis, nagy mennyiségű hidrogénkristályból fejlődik ki egy teljesen elpusztult állapotba.
A negyvenedik kozmológiai évtizedben szinte az univerzumban lévő összes proton szétesik, és a degenerált csillagmaradékok eltűnnek. Első pillantásra ezt a sugárzó tenger szétszórt tengerének szilárd és elpusztíthatatlan csillagmaradványai váltják fel, amelyek főleg protonokból és neutrínókból állnak, a positronok és elektronok kis keverékével. Az univerzum új karaktert szerez. Esetenként a feltűnő pusztulás e hatalmas arénájában rendkívül ívelt téridő, ún. Fekete lyukak magányos területei találhatók. A bomlás korszakának végén az egy-több milliárd naptömegből álló fekete lyukak makacsan igyekeznek a következő korszakba kerülni.
Megjegyzések:
Az ellentétes szavak kombinációja. - kb. Trans.
Fehér csillagok: nevek, leírások, jellemzők
Terepi tájolású módszerek
A csillagok színe eltérő