تحدث الكثير من الأشياء المدهشة في الفضاء ، ونتيجة لذلك تظهر نجوم جديدة ، تختفي النجوم القديمة وتتشكل ثقوب سوداء. من الظواهر الرائعة والغامضة انهيار الجاذبية الذي ينهي تطور النجوم.
تطور النجوم هو دورة التغيرات التي يمر بها النجم خلال وجوده (ملايين أو بلايين السنين). عندما ينتهي الهيدروجين الموجود فيه ويتحول إلى هيليوم ، يتشكل لب هيليوم ، ويبدأ الجسم الفضائي نفسه في التحول إلى عملاق أحمر - نجم من الطبقات الطيفية المتأخرة ، وله لمعان عالي. يمكن أن تكون كتلتها 70 ضعف كتلة الشمس. العمالقة الساطعة جدا تسمى hypergiants. بالإضافة إلى السطوع العالي فهي تتميز بفترة قصيرة من الوجود.
جوهر الانهيار
تعتبر هذه الظاهرة نقطة النهاية لتطور النجوم التي يزيد وزنها عن ثلاث كتل شمسية (وزن الشمس). تُستخدم هذه القيمة في علم الفلك والفيزياء لتحديد وزن الأجسام الفضائية الأخرى. يحدث الانهيار عندما تتسبب قوى الجاذبية في انهيار أجسام كونية ضخمة ذات كتل كبيرة بسرعة كبيرة.
النجوم التي تزن أكثر من ثلاث كتل شمسية لهامادة كافية للتفاعلات النووية الحرارية طويلة المدى. عندما تنتهي المادة ، يتوقف التفاعل النووي الحراري أيضًا ، وتتوقف النجوم عن الاستقرار ميكانيكيًا. هذا يؤدي إلى حقيقة أنها تبدأ في الانكماش نحو المركز بسرعة تفوق سرعة الصوت.
النجوم النيوترونية
عندما تتقلص النجوم ، يتسبب ذلك في زيادة الضغط الداخلي. إذا نمت بقوة كافية لإيقاف انكماش الجاذبية ، فسيظهر نجم نيوتروني.
مثل هذا الجسم الكوني له هيكل بسيط. يتكون النجم من نواة مغطاة بقشرة ، وتتكون بدورها من إلكترونات ونواة ذرية. يبلغ سمكها حوالي كيلومتر واحد ، وهي رقيقة نسبيًا مقارنة بالأجسام الأخرى الموجودة في الفضاء.
وزن النجوم النيوترونية يساوي وزن الشمس. الفرق بينهما هو أن نصف قطرها صغير - لا يزيد عن 20 كم. داخلها ، تتفاعل النوى الذرية مع بعضها البعض ، وبالتالي تشكل مادة نووية. إنه الضغط من جانبه الذي لا يسمح للنجم النيوتروني بالتقلص أكثر. هذا النوع من النجوم له سرعة دوران عالية جدًا. إنهم قادرون على صنع مئات الثورات في ثانية واحدة. تبدأ عملية الولادة من انفجار مستعر أعظم ، والذي يحدث أثناء انهيار الجاذبية لنجم.
سوبرنوفا
انفجار سوبرنوفا هو ظاهرة تغير حاد في سطوع نجم. ثم يبدأ النجم في التلاشي ببطء وتدريجيًا. هكذا تنتهي المرحلة الأخيرة من الجاذبيةانهيار. الكارثة كلها مصحوبة بإطلاق كمية كبيرة من الطاقة
وتجدر الإشارة إلى أن سكان الأرض لا يمكنهم رؤية هذه الظاهرة إلا بعد وقوعها. يصل الضوء إلى كوكبنا بعد فترة طويلة من حدوث الفاشية. تسبب هذا في صعوبات في تحديد طبيعة المستعرات الأعظمية.
تبريد النجم النيوتروني
بعد انتهاء الانكماش الثقالي الذي شكل النجم النيوتروني ، تكون درجة حرارته مرتفعة جدًا (أعلى بكثير من درجة حرارة الشمس). النجم يبرد بسبب تبريد النيوترينو.
في غضون دقيقتين ، يمكن أن تنخفض درجة حرارتهم 100 مرة. على مدى المائة عام القادمة - 10 مرات أخرى. بعد انخفاض لمعان النجم ، تتباطأ عملية تبريده بشكل ملحوظ.
حد أوبنهايمر-فولكوف
من ناحية ، يعرض هذا المؤشر أقصى وزن ممكن لنجم نيوتروني ، حيث يتم تعويض الجاذبية بغاز نيوتروني. هذا يمنع انهيار الجاذبية من النهاية في ثقب أسود. من ناحية أخرى ، فإن ما يسمى بحد أوبنهايمر-فولكوف هو أيضًا الحد الأدنى لوزن الثقب الأسود الذي تشكل أثناء التطور النجمي.
بسبب عدد من عدم الدقة ، من الصعب تحديد القيمة الدقيقة لهذه المعلمة. ومع ذلك ، فمن المفترض أن تكون في حدود 2.5 إلى 3 كتل شمسية. في الوقت الحالي ، يدعي العلماء أنه أثقل نجم نيوترونيهو J0348 + 0432. وزنه أكثر من كتلتين شمسيتين. وزن أخف ثقب أسود هو 5-10 كتلة شمسية. يدعي علماء الفيزياء الفلكية أن هذه البيانات تجريبية ولا تتعلق إلا بالنجوم النيوترونية والثقوب السوداء المعروفة حاليًا ويقترحون إمكانية وجود المزيد من الثقوب الضخمة.
الثقوب السوداء
الثقب الأسود من أكثر الظواهر المدهشة التي يمكن العثور عليها في الفضاء. إنها منطقة من الزمكان حيث لا تسمح الجاذبية لأي كائنات بالهروب منها. حتى الأجسام التي يمكن أن تتحرك بسرعة الضوء (بما في ذلك كمية الضوء نفسها) غير قادرة على تركها. حتى عام 1967 ، كانت الثقوب السوداء تسمى "النجوم المجمدة" و "المنهارة" و "النجوم المنهارة".
الثقب الأسود له نقيض. إنه يسمى ثقب أبيض. كما تعلم ، من المستحيل الخروج من الثقب الأسود. أما البيض فلا يمكن اختراقهم
بالإضافة إلى الانهيار التثاقلي ، يمكن أن يكون الانهيار في مركز المجرة أو العين الأولية المجرة سببًا لتكوين ثقب أسود. هناك أيضًا نظرية مفادها أن الثقوب السوداء ظهرت نتيجة الانفجار العظيم ، مثل كوكبنا. يطلق عليهم العلماء اسم أولي.
يوجد ثقب أسود واحد في مجرتنا ، والذي تشكل ، وفقًا لعلماء الفيزياء الفلكية ، بسبب الانهيار الثقالي للأجسام فائقة الكتلة. يدعي العلماء أن مثل هذه الثقوب تشكل لب العديد من المجرات.
يقترح علماء الفلك في الولايات المتحدة أن حجم الثقوب السوداء الكبيرة قد يتم التقليل من شأنه بشكل كبير. تستند افتراضاتهم إلى حقيقة أنه لكي تصل النجوم إلى السرعة التي تتحرك بها عبر مجرة M87 ، التي تقع على بعد 50 مليون سنة ضوئية من كوكبنا ، يجب أن تكون كتلة الثقب الأسود في مركز مجرة M87 6.5 مليار كتلة شمسية على الأقل. في الوقت الحالي ، من المقبول عمومًا أن وزن أكبر ثقب أسود هو 3 مليارات كتلة شمسية ، أي أكثر من نصف هذا الوزن.
تركيب الثقب الأسود
هناك نظرية مفادها أن هذه الأشياء يمكن أن تظهر نتيجة التفاعلات النووية. أعطاهم العلماء اسم الهدايا الكمومية السوداء. الحد الأدنى لقطرها هو 10-18m ، وأصغر كتلة هي 10-5 g.
تم بناء مصادم الهادرونات الكبير لتكوين ثقوب سوداء مجهرية. كان من المفترض أنه بمساعدتها سيكون من الممكن ليس فقط تكوين ثقب أسود ، ولكن أيضًا لمحاكاة الانفجار العظيم ، مما يجعل من الممكن إعادة إنشاء عملية تكوين العديد من الأجسام الفضائية ، بما في ذلك كوكب الأرض. ومع ذلك ، فشلت التجربة لأنه لم يكن هناك ما يكفي من الطاقة لخلق الثقوب السوداء.
