Zvaigznes ir fascinējušas cilvēkus no neatminamiem laikiem. Pateicoties mūsdienu zinātnei, mēs diezgan daudz zinām par zvaigznēm, par to dažādajiem veidiem un uzbūvi. Zināšanas par šo tēmu tiek pastāvīgi atjauninātas un pilnveidotas; astrofiziķi spekulē ar vairākām teorētiskām zvaigznēm, kas var pastāvēt mūsu Visumā. Līdztekus teorētiskām zvaigznēm ir arī zvaigznēm līdzīgi objekti, astronomiskas struktūras, kas izskatās un uzvedas kā zvaigznes, bet tām nav standarta īpašību, kuras mēs raksturojam kā zvaigznes. Šajā sarakstā esošie objekti atrodas uz fizikas izpētes robežas un nav tieši novēroti … pagaidām.
Kvarka zvaigzne
Dzīves beigās zvaigzne var sabrukt melnajā caurumā, baltajā pundurī vai neitronu zvaigznē. Ja zvaigzne ir pietiekami blīva, pirms tā nonāk supernovā, tad zvaigžņu paliekas veidos neitronu zvaigzni. Kad tas notiek, zvaigzne kļūst ārkārtīgi karsta un blīva. Ar šādu matēriju un enerģiju zvaigzne mēģina sabrukt sevī un veidot singulāritāti, bet centrā esošās fermioniskās daļiņas (šajā gadījumā neitroni) pakļaujas Pauli principam. Pēc viņa teiktā, neitronus nevar saspiest vienā un tajā pašā kvantu stāvoklī, tāpēc tos atgrūž no sabrukušās vielas, sasniedzot līdzsvaru.
Gadu desmitiem astronomi ir pieņēmuši, ka neitronu zvaigzne paliks līdzsvarā. Bet, attīstoties kvantu teorijai, astrofiziķi ierosināja jaunu zvaigžņu veidu, kas varētu parādīties, ja neitronu kodola deģeneratīvais spiediens izbeigtos. To sauc par kvarka zvaigzni. Palielinoties zvaigznes masas spiedienam, neitroni sadalās to sastāvdaļās, kvarkos augšup un lejup, kas zem augsta spiediena un lielas enerģijas varētu pastāvēt brīvā stāvoklī, nevis radīt tādus hadronus kā protoni un neitroni. Pārdēvēta par “dīvaino lietu”, šī biezpiena zupa būtu neticami blīva, blīvāka par parasto neitronu zvaigzni.
Astrofiziķi joprojām diskutē par to, kā tieši šīs zvaigznes varētu būt izveidojušās. Saskaņā ar dažām teorijām tie rodas, kad sabrūkošās zvaigznes masa ir starp masu, kas nepieciešama, lai izveidotu melno caurumu vai neitronu zvaigzni. Citi ierosina eksotiskākus mehānismus. Vadošā teorija ir tāda, ka biezpiena zvaigznes veidojas, kad blīvas jau esošu dīvainu vielu paketes, kas ietītas vāji mijiedarbīgās daļiņās (WIMP), saduras ar neitronu zvaigzni, iesējot tās kodolu ar dīvainām matērijām un ierosinot transformāciju. Ja tas notiek, neitronu zvaigzne uzturēs neitronu zvaigžņu materiāla "garoza", faktiski turpinot izskatīties kā neitronu zvaigzne, bet tajā pašā laikā turot savāda materiāla kodolu. Lai gan mēs vēl neesam atraduši nevienu kvarka zvaigzni,daudzas novērotās neitronu zvaigznes varētu būt slepeni.
Reklāmas video:
Elektriskās zvaigžņu zvaigznes
Kamēr kvarca zvaigzne var būt pēdējais zvaigznes dzīves posms, pirms tā nomirst un kļūst par melno caurumu, fiziķi nesen ierosināja citu teorētisko zvaigzni, kas varētu pastāvēt starp kvarka zvaigzni un melno caurumu. Tā saucamā zibspuldzes zvaigzne varētu uzturēt līdzsvaru, veicot sarežģītu mijiedarbību starp vāju kodolenerģijas spēku un elektromagnētisko spēku, kas pazīstams kā elektrodroces spēks.
Elektriskās zvaigžņu zvaigznītes spiediens un enerģija no zvaigznes masas spiedīs uz kvarka zvaigznes dīvainās vielas kodolu. Palielinoties enerģijai, elektromagnētiskie un vājie kodolspēki sajauksies tā, ka starp abiem spēkiem nebūs atšķirības. Šajā enerģijas līmenī kvarki kodolā izšķīst leptonos, piemēram, elektronos un neitrīnos. Lielākā daļa dīvaino lietu pārvērtīsies neitrīnos, un atbrīvotā enerģija nodrošinās pietiekamu spēku, lai zvaigzne neļautu sabrukt.
Zinātnieki ir ieinteresēti atrast elektrisko zvaigžņu zvaigzni, jo tās kodols būtu identisks jaunajam Visumam viena miljarda sekundes laikā pēc Lielā sprādziena īpašībām. Tajā brīdī mūsu Visuma vēsturē nebija atšķirības starp vāju kodolenerģijas spēku un elektromagnētisko spēku. Izrādījās, ka ir diezgan grūti formulēt teorijas par to laiku, tāpēc atradums elektrisko zvaigžņu formā ievērojami palīdzētu kosmoloģiskajos pētījumos.
Elektrisko zvaigžņu zvaigznei jābūt arī vienam no blīvākajiem objektiem Visumā. Elektriskās zvaigžņu zvaigznes kodols būtu ābola lielums, bet apmēram divas Zemes masas, padarot šādu zvaigzni teorētiski blīvāku nekā jebkura iepriekš novērota zvaigzne.
Objekta ērkšķis - Žitkova
1977. gadā Kip Thorne un Anna Zhitkova publicēja darbu, kurā sīki aprakstīts jauna veida zvaigzne ar nosaukumu Thorn-Zhitkova Object (OTZ). OTZ ir hibrīda zvaigzne, ko veido sarkanās supergāzes un mazas, blīvas neitronu zvaigznes sadursme. Tā kā sarkanā supergiant ir neticami liela zvaigzne, paies simtiem gadu, līdz neitronu zvaigzne vispirms vienkārši izlauzīsies caur iekšējo atmosfēru. Kamēr tā ieaug zvaigznē, divu zvaigžņu orbitālais centrs (barycenter) virzīsies uz supergiant centru. Galu galā abas zvaigznes saplūst, veidojot lielu supernovu un galu galā melno caurumu.
Novērojot, OTZ sākotnēji atgādina tipisku sarkanu supergānu. Neskatoties uz to, OTZ sarkanā supergāntā būtu vairākas neparastas īpašības. Ne tikai atšķirsies tā ķīmiskais sastāvs, bet tajā esošā neitronu zvaigzne radīs radio signālus no iekšpuses. Diezgan grūti atrast OTL, jo tas daudz neatšķiras no parastā sarkanā supergāna. Turklāt OTZ drīzāk veidojas nevis mūsu galaktiskajā vidē, bet tuvāk Piena ceļa centram, kur zvaigznes ir iesaiņotas ciešāk.
Tomēr tas neapturēja astronomus meklēt kanibāla zvaigzni, un 2014. gadā tika paziņots, ka supergiant HV 2112 varētu būt iespējamais OTZ. Zinātnieki ir noskaidrojuši, ka HV 2112 ir neparasti liels metālisko elementu daudzums sarkanajiem virslīgas izstrādājumiem. HV 2112 ķīmiskais sastāvs atbilst tam, ko Torns un Žitkova pieņēma 1970. gados, tāpēc astronomi šo zvaigzni uzskata par spēcīgu kandidātu pirmajam novērotajam OTG. Nepieciešami turpmāki pētījumi, taču būtu forši domāt, ka cilvēce ir atklājusi pirmo kanibāla zvaigzni.
Saldēta zvaigzne
Parasta zvaigzne sadedzina ūdeņraža degvielu, veidojot hēliju un uzturot sevi ar spiedienu no iekšpuses, kas dzimis procesā. Bet kādu dienu ūdeņradis iztek un galu galā zvaigznei ir jāsadedzina smagāki elementi. Diemžēl enerģijas, kas izplūst no šiem smagajiem elementiem, nav tik daudz kā no ūdeņraža, un zvaigzne sāk atdzist. Kad zvaigzne nonāk supernovā, tā Visumu iesēj ar metāliskiem elementiem, kas pēc tam piedalās jaunu zvaigžņu un planētu veidošanā. Visumam nobriestot, arvien vairāk un vairāk zvaigznes eksplodē. Astrofiziķi ir parādījuši, ka līdz ar Visuma novecošanos palielinās arī tā kopējais metālu saturs.
Agrāk zvaigznēs praktiski nebija metāla, bet nākotnē zvaigznēm būs ievērojami palielināts metālu pārpilnība. Visumam novecojot, veidosies jauni un neparasti metāla zvaigžņu veidi, ieskaitot hipotētiski sasalušas zvaigznes. Šis zvaigžņu tips tika ierosināts 1990. gados. Tā kā Visumā ir daudz metālu, jaunizveidotajām zvaigznēm būs nepieciešama zemāka temperatūra, lai tās kļūtu par galvenajām secības zvaigznēm. Mazākās zvaigznes, kuru masa ir 0,04 zvaigžņu (pēc Jupitera masas secības), var kļūt par galvenajām secības zvaigznēm, saglabājot kodolsintēzi 0 grādu temperatūrā pēc Celsija. Tie būs sasaluši un ieskauj saldēta ledus mākoņi. Tālajā, tālajā nākotnē šīs sasalušās zvaigznes izspiedīs lielāko daļu parasto zvaigžņu aukstajā un drūmajā Visumā.
Magnētosfēriski mūžīgi sabrūkošs objekts
Visi jau ir pieraduši, ka ar melnajiem caurumiem ir saistīta ļoti daudz nesaprotamu īpašību un paradoksu. Lai kaut kā tiktu galā ar melnā cauruma matemātikai raksturīgajām problēmām, teorētiķi ir izvirzījuši hipotēzi par veselu virkni zvaigžņu formas priekšmetu. 2003. gadā zinātnieki paziņoja, ka melnie caurumi faktiski nav īpatnības, kā tiek uzskatīts, ka tie ir, bet ir eksotisks zvaigžņu tips, ko sauc par “magnētiski atmosfēriski mūžīgi sabrūkošu objektu” (MVCO, MECO). MVCO modelis ir mēģinājums risināt teorētisku problēmu: šķiet, ka jautājums par sabrukušo melno caurumu virzās ātrāk nekā gaismas ātrums.
MVCO veidojas kā parasts melnais caurums. Smagums pārspēj matēriju, un matērija sāk sabrukt pati par sevi. Bet MVCO starojums, kas rodas daļiņu sadursmes rezultātā, rada iekšējo spiedienu, kas līdzīgs spiedienam, kas rodas saplūšanas procesā zvaigznes kodolā. Tas ļauj MVCO saglabāt absolūti stabilu. Tas nekad neveido notikumu horizontu un nekad pilnībā nesabrūk. Melnie caurumi galu galā sabrūk sevī un iztvaiko, bet MVCO sabrukšana prasīs bezgalīgu laiku. Tādējādi tas atrodas mūžīgā sabrukuma stāvoklī.
MVCO teorijas atrisina daudzas melnā cauruma problēmas, ieskaitot informācijas problēmu. Tā kā MVCO nekad nesabrūk, nav informācijas iznīcināšanas problēmu, kā melnā cauruma gadījumā. Tomēr neatkarīgi no tā, cik brīnišķīgas ir MVKO teorijas, fiziķu kopiena viņus uzņem ar lielu skepsi. Tiek uzskatīts, ka kvazāri ir melnie caurumi, kurus ieskauj gaismas uzpūšanās disks. Astronomi cer atrast kvazāru ar precīzām MVCO magnētiskajām īpašībām. Pagaidām neviens nav atrasts, bet, iespējams, jaunie teleskopi, kas pētīs melnos caurumus, parādīs šo teoriju. Pa to laiku MVKO joprojām ir interesants melno caurumu problēmu risinājums, taču tālu no vadošā kandidāta.
Iedzīvotāju zvaigznes III
Mēs jau esam apsprieduši sasalušās zvaigznes, kas parādīsies Visuma beigās, kad viss kļūst pārāk metālisks, lai veidotos karstas zvaigznes. Bet kā ar zvaigznēm otrā spektra galā? Šīs zvaigznes, kas veidojas no pirmajām gāzēm, kas palikušas no Lielā sprādziena, sauc par III populācijas zvaigznēm. Zvaigžņu populācijas diagrammu 1940. gados ieviesa Valters Baade, un tajā tika aprakstīts zvaigznes metāla saturs. Jo vecāks ir iedzīvotāju skaits, jo augstāks ir metāla saturs. Ilgu laiku bija tikai divas zvaigžņu populācijas (ar loģisko nosaukumu I un II populācija), bet mūsdienu astrofiziķi sāka nopietnu zvaigžņu meklēšanu, kurām vajadzēja pastāvēt tūlīt pēc Lielā sprādziena.
Šajās zvaigznēs nebija smagu elementu. Tie pilnībā sastāvēja no ūdeņraža un hēlija, kas mijas ar litiju. III populācijas zvaigznes bija absurdi spožas un milzīgas, lielākas nekā daudzas mūsdienu zvaigznes. Viņu pagalmi ne tikai sintezēja parastos elementus, bet arī tos stimulēja tumšās vielas iznīcināšanas reakcijas. Viņi arī dzīvoja ļoti maz, tikai dažus miljonus gadu. Galu galā visu šo zvaigžņu ūdeņraža un hēlija degviela izdega, viņi saplūšanai izmantoja smago metālu elementus un eksplodēja, izkliedējot smagos elementus visā Visumā. Jaunajā Visumā nekas neizdzīvoja.
Bet, ja nekas nav saglabājies, kāpēc gan par to vajadzētu domāt? Astronomus ļoti interesē III populācijas zvaigznes, jo tās mums ļaus labāk izprast, kas notika Lielajā sprādzienā un kā attīstījās jaunais Visums. Un gaismas ātrums šajā palīdzēs astronomiem. Ņemot vērā pastāvīgo gaismas ātruma lielumu, ja astronomi var atrast neticami tālu zvaigzni, viņi būtībā atskatīsies laikā. Astrofizikas un kosmosa zinātņu institūta astronomu grupa mēģina redzēt galaktikas, kas atrodas vistālāk no Zemes, kuras mēs esam mēģinājuši redzēt. Šo galaktiku gaismai vajadzēja parādīties vairākus miljonus pēc Lielā sprādziena, un tajā varēja būt III populācijas zvaigžņu gaisma. Pētot šīs zvaigznes, astronomi varēs atskatīties laikā. Turklāt, pētot III Iedzīvotāju zvaigznes, mēs arī parādīsim, no kurienes mēs esam nākuši. Šīs zvaigznes bija vienas no pirmajām, kas iesēja Visumu ar elementiem, kas dod dzīvību un ir nepieciešami cilvēka eksistencijai.
Kvazi zvaigzne
Nejaukt ar kvazāru (objektu, kas izskatās kā zvaigzne, bet nav), kvazis zvaigzne ir teorētisks zvaigznes tips, kas varētu pastāvēt tikai jaunā Visumā. Līdzīgi kā OTZ, par kuru mēs runājām iepriekš, kvazi-zvaigznei vajadzēja būt kanibāla zvaigznei, bet tā vietā, lai centrā paslēptu citu zvaigzni, tā slēpj melno caurumu. Kvazi zvaigznēm vajadzēja veidoties no masīvām III populācijas zvaigznēm. Kad parastās zvaigznes sabrūk, tās nonāk supernovā un atstāj melno caurumu. Kvazi-zvaigznēs blīvs ārējais kodolmateriāla slānis būtu absorbējis visu enerģiju, kas izkļūst no sabrūkošās serdes, paliktu vietā un neizietu supernovā. Zvaigznes ārējais apvalks paliks neskarts, bet iekšējais apvalks veidos melno caurumu.
Līdzīgi kā mūsdienu kodolsintēzes zvaigzne, kvazi-zvaigzne sasniegtu līdzsvaru, kaut arī to atbalstītu vairāk nekā tikai saplūšanas enerģija. No kodola izstarotā enerģija, melnais caurums, radītu spiedienu pretoties gravitācijas sabrukumam. Kvazi-zvaigzne barojas ar matēriju, kas nonāk iekšējā melnajā caurumā, un atbrīvo enerģiju. Šīs spēcīgās izstarotās enerģijas dēļ kvazi-zvaigzne būtu neticami gaiša un 7000 reizes masīvāka par Sauli.
Tomēr galu galā kvazi-zvaigzne būtu zaudējusi savu ārējo apvalku pēc apmēram miljons gadiem, atstājot tikai masīvu melno caurumu. Astrofiziķi ir ierosinājuši, ka senās kvazi zvaigznes bija supermasīvu melno caurumu avots vairumā galaktiku, ieskaitot mūsējās, centros. Piena ceļš, iespējams, ir sācies ar vienu no šīm eksotiskajām un neparastajām senajām zvaigznēm.
Preona zvaigzne
Filozofi gadsimtiem ilgi ir strīdējušies par iespējami mazāko matērijas dalījumu. Novērojot protonus, neitronus un elektronus, zinātnieki domāja, ka ir atraduši Visuma pamatstruktūru. Bet zinātnei virzoties uz priekšu, daļiņu atradās arvien mazāk, un mūsu Visuma koncepcija bija jāpārskata. Hipotētiski sadalīšana varētu turpināties uz visiem laikiem, taču daži teorētiķi priekšvārdus uzskata par vismazākajām dabas daļiņām. Preons ir punktveida daļiņa, kurai nav telpiskas izplešanās. Fiziķi bieži apraksta elektronus kā punktveida daļiņas, taču tas ir tradicionālais modelis. Elektroniem faktiski ir izplešanās. Teorētiski preonam tāda nav. Tās var būt visvienkāršākās subatomiskās daļiņas.
Lai gan preonu pētījumi šobrīd nav modē, tas neattur zinātniekus no diskusijas par to, kā varētu izskatīties preonu zvaigznes. Preonu zvaigznes būtu ārkārtīgi mazas, izmērs starp zirni un futbola bumbu. Šajā mazajā tilpumā iesaiņotā masa būtu vienāda ar Mēness masu. Pēc astronomiskajiem standartiem preonu zvaigznes būtu gaišas, bet daudz blīvākas nekā neitronu zvaigznes, ti, novērotie blīvākie objekti.
Šīs mazās zvaigznes būtu ļoti grūti pamanīt, pateicoties gravitācijas objektīvam un gamma stariem. Neuzkrītošā rakstura dēļ daži teorētiķi ierosinātās priekšzvaigznes uzskata par tumšās matērijas kandidātiem. Un tomēr zinātnieki daļiņu paātrinātājos lielākoties ir saistīti ar Higsa bozonu, nevis meklē priekšvārdus, tāpēc viņu esamība drīz tiks apstiprināta vai var netikt apstiprināta.
Planka zvaigzne
Viens no lielākajiem jautājumiem par melnajiem caurumiem ir: kādi tie ir no iekšpuses? Par šo tēmu ir publicētas neskaitāmas grāmatas, filmas un raksti, sākot no fantastiskām spekulācijām un beidzot ar vissmagākajām un precīzākajām zinātnēm. Un vēl nav vienprātības. Bieži vien melnā cauruma centru raksturo kā singularitāti ar bezgalīgu blīvumu un bez telpiskām dimensijām, bet ko tas patiesībā nozīmē? Mūsdienu teorētiķi mēģina apiet šo neskaidro aprakstu un uzzināt, kas patiesībā notiek melnajā caurumā. No visām teorijām viens no interesantākajiem ir pieņēmums, ka melnā cauruma centrā ir zvaigzne, ko sauc par Planka zvaigzni.
Ierosinātā Planka zvaigzne sākotnēji tika iecerēta, lai atrisinātu melnā cauruma informācijas paradoksu. Ja mēs uzskatām melno caurumu par singularitātes punktu, tam ir nepatīkama blakusparādība: informācija tiks iznīcināta, iekļūstot melnajā caurumā, pārkāpjot saglabāšanas likumus. Tomēr, ja melnā cauruma centrā ir zvaigzne, tā atrisinās problēmu un palīdzēs arī melnā cauruma notikumu horizonta jautājumos.
Kā jums vajadzēja uzminēt, Planka zvaigzne ir dīvaina lieta, ko tomēr atbalsta tradicionālā kodolsintēze. Tās nosaukums cēlies no fakta, ka šādai zvaigznei enerģijas blīvums būs tuvs Planckam. Enerģijas blīvums ir enerģijas lielums, kas atrodas telpas reģionā, un Planka blīvums ir milzīgs skaits: 5,15 x 10 ^ 96 kilogrami uz kubikmetru. Tas prasa daudz enerģijas. Teorētiski tik daudz enerģijas varētu būt Visumā tūlīt pēc lielā sprādziena. Diemžēl mēs nekad neredzēsim Planck zvaigzni, ja tā atrodas melnā cauruma iekšpusē, taču šis pieņēmums ļauj mums atrisināt vairākus astronomiskus paradoksus.
Pūkaina bumba
Fizikiem patīk izdomāt smieklīgus nosaukumus sarežģītām idejām. Pūkaina bumba ir smalkākais nosaukums, par kuru jūs varētu iedomāties nāvējošu kosmosa reģionu, kas jūs varētu nogalināt uzreiz. Pūkainās bumbiņas teorija izriet no mēģinājuma aprakstīt melno caurumu, izmantojot stīgu teorijas idejas. Būtībā pūkaina bumba nav īsta zvaigzne tādā nozīmē, ka tā nav saplūšanas izraisīta ugunīgas plazmas miasma. Drīzāk tas ir sapīto enerģijas virkņu reģions, kuru atbalsta viņu pašu iekšējā enerģija.
Kā minēts iepriekš, galvenā problēma ar melnajiem caurumiem bija izdomāt, kas tur atrodas. Šī dziļā problēma ir gan eksperimentāla, gan teorētiska mīkla. Standarta melno caurumu teorijas rada vairākas pretrunas. Stefans Hokings parādīja, ka melnie caurumi iztvaiko, kas nozīmē, ka visa tajos esošā informācija tiks zaudēta uz visiem laikiem. Melno caurumu modeļi parāda, ka to virsma ir augstas enerģijas "ugunsmūris", kas iztvaiko ienākošās daļiņas. Vissvarīgākais ir tas, ka kvantu mehānikas teorijas nedarbojas, ja tās piemēro melnā cauruma savdabībai.
Pūkaina bumba atrisina šīs problēmas. Lai saprastu, kāda ir pūkaina bumba, iedomājieties, ka mēs dzīvojam divdimensionālā pasaulē, piemēram, uz papīra. Ja kāds ievieto cilindru uz papīra, mēs to uztversim kā divdimensiju apli, pat ja šis objekts patiesībā pastāv trīs dimensijās. Mēs varam iedomāties, ka mūsu Visumā pastāv augstprātīgas struktūras; stīgu teorijā tos sauc par klijām. Ja pastāvētu daudzdimensionālas klijas, mēs tās uztvertu tikai ar mūsu 4D maņām un matemātiku. Stīgu teorētiķi ir ierosinājuši, ka tas, ko mēs saucam par melno caurumu, faktiski ir mūsu zemas dimensijas uztvere par daudzdimensionālu stīgu struktūru, šķērsojot mūsu četrdimensiju telpas laiku. Tad melnais caurums nebūs īpatnība; tas būs tikai mūsu telpas-laika krustojums ar daudzdimensionālām stīgām. Šis krustojums ir pūkaina bumba.
Tas viss šķiet ezotēriski un rada daudz jautājumu. Tomēr, ja melnie caurumi faktiski ir pūkaini jucekļi, tie atrisinās daudz paradoksu. Viņiem būs arī nedaudz atšķirīgas īpašības nekā melnajiem caurumiem. Viendimensionālas singularitātes vietā pūkainai bumbiņai ir noteikts tilpums. Bet, neskatoties uz noteiktu apjomu, tam nav precīza notikumu horizonta, tā robežas ir "pūkainas". Tas arī ļauj fiziķiem aprakstīt melno caurumu, izmantojot kvantu mehānikas principus. Jebkurā gadījumā pūkaina bumba ir smieklīgs nosaukums, kas atšķaida mūsu stingro zinātnisko valodu.
Balstoties uz listverse.com materiāliem
Iļja Khel