Сверхновая звезда. Тип 54 черная звезда


Радиоприёмник сетевой ламповый ''Звезда-54''.

Радиоприёмник сетевой ламповый "Звезда-54" со II-кв 1954 года выпускали Харьковский завод Коммунар и Московский завод Мосприбор. Выпуск радиоприёмника был достаточно значимым событием середины пятидесятых годов в СССР. Приёмник не вписывался в привычную линейку моделей унылых и серых приёмников и радиол в деревянных футлярах, как близнецы похожих друг на друга и не меняющиеся по оформлению годами. Средства массовой информации в основном в газетных и журнальных изданиях тех лет очень эффектно описывали появление радиоприёмника "Звезда-54" как огромный прорыв в оформительском дизайне, как последний писк моды, что давало людям надежду о наступлении новой, светлой жизни. На самом деле всё было куда проще и прозаичней. Радиоприёмник "Звезда-54" по своему внешнему оформлению полная копия французского радиоприёмника "Excelsior-52" выпуска 1952 года. Точно не установлено каким образом французский приёмник попал в ИРПА. По некоторым данным его, как подарок привезли дипломаты, посещавшие Францию в 1952 году по вопросу независимости Австрии. По другой версии радиоприёмник был специально закуплен для копирования и выпуска по распоряжению высшего руководства. Ещё один штрих, имеющий отношение к выпуску радиоприёмника: B послевоенные годы правительством CCCР было принято решение, предусматривающее выпуск оборонными предприятиями СССР вместе со специальной продукцией также и товаров ширпотреба. B соответствии c этим c 1952 года Всесоюзным научно-исследовательским институтом радиовещательного приёма и акустики имени А.С.Попова, сокращённо "ИРПА", совместно с заводом ''Коммунар'' (Харьков, Украина) началась разработка и подготовка конвейера, к серийному выпуску радиоприёмника ''Звезда-54''. В 1954 году производство приёмника параллельно было передано и на завод Мосприбор (бывший велозавод). B третьем квартале 1954 года радиоприёмник был модернизирован. Модернизация каснулась шасси модели, которое стало вертикальным, для облегчения технологических процессов и расширения цветовой гаммы футляра (красный и зелёный, других цветов не было). Оба варианта, модернизированный и обычный в футлярах двух цветов выпускали оба завода также параллельно, но приёмников в красном футляре было выпущено намного больше. Bсего, а модель производились с 1954 по 1959 год двумя заводами было выпущено 674.000 приёмников ''Звeздa-54''. Часто сбивает с толку логотип ИШ на задней крышке или в инструкции аппарата. ИШ - изделие ширпотреба.

Радиоприёмник ''Звезда-54'' разработан Институтом радиовещательного приёма и акустики "ИРПА" МРТП СССР. Он имеет необычный, привлекательный вид, считавшийся пределом совершенства дизайнеров (оформителей) тех лет. Корпус радиоприёмника штампован из металла, с применением никелирования и многослойного лакирования. Приёмник представляет собой семиламповый супергетеродин 2-го класса, собранный на радиолампах типа 6А7, 6Ж3П (2 шт), 6Х2П, 6П1П, 6Е5С и 6Ц4П и работающий в 5 диапазонах: ДВ - 150...410 кГц, СВ - 520...1600 кГц, КВ1 - 6,13...7,34 МГц, КВ2 - 9,5...12,1 МГц и обзорном КВ3 - 3,95...12,1 МГц. ПЧ 465 кгц. Чувствительность в ДВ, СВ 200, КВ 300 мкВ. Избирательность по соседнему каналу 26 дБ, по зеркальным 36 дБ в диапазонах СВ, ДВ и 12 дБ в КВ поддиапазонах. Номинальная выходная мощность 1,5 Вт. Диапазон воспроизводимых звуковых частот 150...4000 Гц. Питание от сети 127 или 220 вольт. Потребляемая мощность 60 Вт. Габариты приёмника 530х320х180 мм. Масса 15 кг.

Инструкция по эксплуатации (Пётр Васильевич Седов, С-П). Описание в справочнике Е.А.Левитина. Фото Виталия Колесника, Серпухов, Зенонаса Лангайтиса, Каунас и Антона Горского, Москва.  Видео №1.  Видео №2.  Видео №3.

------------------------------

rw6ase.narod.ru

Черная Звезда (агисхъяльм - защита и обратка ЧМ) (maxnamara)

                                                 ЧЕРНАЯ ЗВЕЗДА                                             (защита и обратка ЧМ)Рабочие руны Разными цветами обозначены: желтый - потоки защиты, пурпурный - порча.Прямые линии: 4 sol; 4 Альгиза, 12 iss + 4 Исы перед точкой в середине; 4 tví-örvaðr bogi; 16 зеркал для сбора энергии; точка в середине накопитель энергии.Косые линии: 4 Æsínger; 4Турисаз +4 Тейваз, сливающийся с 8 úr; 8 stunginn kaun.

Описание: Если на Вас идет сильное магическое или физическое (любое) нападение, то на защиту встают Альгизы, если пробиваются Альгизы, то идет три ряда рун iss, как ловушка, при этом нападающий сразу начинает думать о самоубийстве, теряет контроль над собой, далее встает на защиту с обраткой tví-örvaðr bogi, ударная волна по защите начинает нарастать, и энергия попадает в в точку накопления (красную).После чего энергия расходится из точки по косым линиям страшной порчей : Æsínger выходит из главной энергетической точки вливаясь в поток Турисаз+Тейваз и смешивается одновременно с úr, еще больше устремляя порченный поток и выходит через stunginn kaun смертельной гнилой порчей, стремглав протыкая и нанося кровоточащие раны по энергетическому полю врага, принося за собой все его скрытые болезни, разрушая защиты врага, Пронзенный, больной и беззащитный враг сходит с ума, постоянно думая о самоубийстве в надрывном плаче и истериках . Итог - болезни, агонии и проклятие рода.

"Став жесткий, это защита из серии "кто с мечом придет - тот об него и обезглавится" достанется всем капитально, если попробуют что-то сделать, в ставе есть предзащита, поэтому и за попытку помыслить что-то не то на обладателя такого става недоброжелатель будет наказан, это мощный и жесткий став, его сила не контролируется оператором, но оно и не надо, так как те, кто задумают гадость сами виноваты, никого жалеть став не будет, этот момент нужно учитывать только в том случае, если колдуют родственники например, и человеку их жаль, в остальных случаях - идеальная жесткая защита." (vannadis)

ТАЛИСМАН:

Металл: Серебро, Золото, ЖелезоДерево: Ясень, Тис, Терновник, Боярышник, Ива, Бузина (осторожно!!! сжигать ее остатки запрещено, лучше закопать под той же бузиной с благодарностью и откупом: можно закопать под бузиной деньги серебряные, красивый гагат, повязать на ее ветвях ленточку, угостить ее темным вином)Камень: Обсидиан, Снежный обсидиан, Гагат, Янтарь, Красная яшма, Черный ониксСкатерть: Черная, Темно-синяя, Темно-фиолетоваяСвеча: Черная,Черная-белая, Темно-синяя, Темно-фиолетоваяБлаговония: Паслен, Мак, Полынь, Крапива, Мухоморы, Дурман, Болиголов, Морозник, Ветивер, Вербена - оговоренные на светлую и черную стороны.Соль: каменнаяВода: родниковаяПятый элемент: Кровь

Оговор:

К Одину как Все-Отцу, и как к Богу над Богами. Сначала оговорить защиту, обращаясь к его светлому аспекту, а потом уже обратную порчу - к его темному аспекту.

Например : "Великий Один, прошу тебя, Силой этого Агисхъяльма защитить меня от ...(перечисляем всё), далее: .... и если кто-то посмеет напасть на меня, прошу тебя отправить им (перечисляем все порчи, заложенные в характеристиках черных рун входящих в став), но прошу тебя не трогать моих родственников по крови и моих друзей (перечисляем поимённо). Да будет так!" Капнуть на нарисованный став своей кровью для активации. Я бы добавила "Агисхъяльм, активирую тебя своей кровью, будешь работать всегда, пока существует носитель става, уничтожу тебя сжиганием, когда сочту нужным и закопаю тебя или развею... (но лучше закопаю)"

www.makhashanah.com

Сверхновая звезда — WiKi

Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4—8 порядков (на 10-20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки[1][2]. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромной энергии.

Как правило, сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.

Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда, если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 20 M☉ (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 5 M☉). Вместе они образуют остаток сверхновой.

Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.

Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционирует.

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд.

Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa, ab, и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

Современная классификация сверхновых[3] Класс Подкласс Механизм
IЛинии водорода отсутствуют Сильные линии ионизированного кремния (Si II) на 6150 A Ia Термоядерный взрыв
Iax[4]В максимуме блеска имеют меньшую светимость и меньшую же в сравнении Ia
Линии кремния слабые или отсутствуют IbПрисутствуют линии гелия (He I). Гравитационный коллапс
IcЛинии гелия слабые или отсутствуют
IIПрисутствуют линии водорода II-P/L/NСпектр постоянен II-P/LНет узких линий II-PКривая блеска имеет плато
II-LЗвёздная величина линейно уменьшается со временем[5]
IInПрисутствуют узкие линии
IIbСпектр со временем меняется и становится похожим на спектр Ib.

Кривые блеска

Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2—3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25—40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин. Абсолютная звёздная величина максимума в среднем для вспышек Ia составляет MB=−19.5m{\textstyle M_{B}=-19.5^{m}} , для Ib\c — MB=−18m{\textstyle M_{B}=-18^{m}} .

А вот кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе от −20m{\textstyle -20^{m}}  до −13m{\textstyle -13^{m}} . Среднее значение для IIp — MB=−18m{\textstyle M_{B}=-18^{m}} , для II-L MB=−17m{\textstyle M_{B}=-17^{m}} .

Спектры

Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов, остановимся на том, что не вошло. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров — основные линии очень широкие.

Для спектров сверхновых типа II и Ib\c характерно:

  • Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты.
  • Линии [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

Наблюдения вне оптического диапазона

Частота вспышек

Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости. Общепринятой величиной, характеризующей частоту вспышек в разных типах галактик, является SNu[6]:

1SNu=1SN1010L⊙(B)∗100year,{\displaystyle 1SNu={\frac {1SN}{10^{10}L_{\odot }(B)*100year}},} 

где L⊙(B){\textstyle L_{\odot }(B)}  — светимость Солнца в фильтре B. Для разных типов вспышек её величина составляет[6]:

При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.

Наблюдение остатков сверхновых

Каноническая схема молодого остатка следующая[7]:

  1. Возможный компактный остаток; обычно это пульсар, но возможно и чёрная дыра.
  2. Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе.
  3. Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
  4. Вторичная, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.

Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур TS ≥ 107 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1—20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и тому подобных указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв.

Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. Так как в них скорость распространении выше, а значит газ остывает быстрее и излучение переходит из рентгеновского диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий.

Волокна в Кассиопее A дают понять, что происхождение сгустков вещества может быть двояким. Так называемые быстрые волокна разлетаются со скоростью 5000—9000 км/с и излучают только в линиях O, S, Si — то есть это сгустки, сформированные в момент взрыва сверхновой. Стационарные конденсации же имеют скорость 100—400 км/с, и в них наблюдается нормальная концентрация H, N, O. Вместе это свидетельствуют, что это вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной.

Синхротронное радиоизлучение релятивистских частиц в сильном магнитном поле является основным наблюдательным признаком для всего остатка. Область его локализации — прифронтовые области внешней и возвратной волн. Наблюдается синхротронное излучение и в рентгеновском диапазоне[7].

Теоретическое описание

Декомпозиция наблюдений

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 1010 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и остались звёзды с массой меньше солнечной, не более. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, а следовательно нужен механизм продления жизни для звёзд масс 1-2M⊙[6].

Отсутствие линий водорода в спектрах Ia\Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика — 1M⊙, преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. А смещённые линии Si II указывает на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный[8].

Тяготение к спиральным рукавам сверхновых Ib\c и II типов свидетельствует, что звездой-прародителем являются короткоживущие O-звёзды с массой 8-10M⊙.

Термоядерный взрыв
  Доминирующий сценарий

Один из способов высвободить требуемое количество энергии — резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции — белые карлики. Однако сам по себе последний — устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах.

В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлечённого во взрыв вещества.

Первая[8]:

  • Второй компаньон — обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый.
  • Второй компаньон — такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением.

Вторая:

  • Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара.
  • Взрыв происходит до него.

Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции[9]:

12C + 16O → 28Si + γ (Q=16,76 MeV),{\displaystyle ^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16,76~MeV),}  28Si + 28Si → 56Ni + γ (Q=10,92 MeV).{\displaystyle ^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10,92~MeV).} 

Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 1051 эрг[10].

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада[9]:

56Ni → 56Co → 56Fe.{\displaystyle ^{56}Ni~\rightarrow ~^{56}Co~\rightarrow ~^{56}Fe.} 

Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6,1 дня. Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1,72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход ядра в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0,163 МэВ до 1,56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние и их энергия быстро уменьшается до ~100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается, и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчёты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.

Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт β-распада 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4,2 МэВ.

Гравитационный коллапс ядра

Второй сценарий выделения необходимой энергии — это коллапс ядра звезды. Масса его должна быть в точности равна массе его остатка — нейтронной звезды, подставив типичные значения получаем[11]:

Etot∼GM2R∼1053{\displaystyle E_{tot}\sim {\frac {GM^{2}}{R}}\sim 10^{53}}  эрг,

где M = 0, а R = 10 км, G — гравитационная постоянная. Характерное время при этом:

τff∼1Gρ 4⋅10−3⋅ρ12−0,5{\displaystyle \tau _{ff}\sim {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}~4\cdot 10^{-3}\cdot \rho _{12}^{-0,5}} c,

где ρ12 — плотность звезды, нормированная на 1012г/см3.

Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой — не провзаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходит нейтрино.

За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия — процесс нейтронизации[11]:

3He+e−→3H+νe,{\displaystyle {}^{3}He+e^{-}\to {}^{3}H+\nu _{e},} 4He+e−→3H+n+νe,{\displaystyle {}^{4}He+e^{-}\to {}^{3}H+n+\nu _{e},} 56Fe+e−→56Mn+νe.{\displaystyle {}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}.} 

Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процессы (нейтринное охлаждение):

e++n→ν~e+p,{\displaystyle e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p,} e−+p→νe+n.{\displaystyle e^{-}+p\to \nu _{e}+n.} 

Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра, с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад:

e−+(A,Z)→(A,Z−1)+νe,{\displaystyle e^{-}+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _{e},} (A,Z−1)→(A,Z)+e−+ν~e.{\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.} 

Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым его ускоряя. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого термолизуются и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях ρnuc=2,8⋅1014{\textstyle \rho _{nuc}=2,8\cdot 10^{14}} г/см3.

Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 1011/см3, достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.

Модель молодого остатка сверхновой
Теория эволюции остатка сверхновой

Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:

  1. Свободный разлёт. Заканчивается в тот момент, когда масса сгребённого вещества сравняется с массой выброса: Rs=(3M04πνmHn0)≃2{\displaystyle R_{s}=\left({\frac {3M_{0}}{4\pi \nu m_{H}n_{0}}}\right)\simeq 2}  пк, t=RsVs≃200{\displaystyle t={\frac {R_{s}}{V_{s}}}\simeq 200}  лет.
  2. Адиабатическое расширение (стадия Седова). Вспышка сверхновой на этой стадии представляется как сильный точечный взрыв в среде с постоянной теплоёмкостью. К этой задаче применимо автомодальное решение Седова, проверенное на ядерных взрывах в земной атмосфере: RS=13,5(E51n0)0.2(t104year)0,4{\displaystyle R_{S}=13,5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)^{0.2}\left({\frac {t}{10^{4}year}}\right)^{0,4}}  пк TS=1,5(E51n0)RS,(pc)−31010{\displaystyle T_{S}=1,5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)R_{S,(pc)}^{-3}10^{10}}  К
  3. Стадия интенсивного высвечивания. Начинается когда температура за фронтом достигает максимума на кривой радиационных потерь. Согласно численным расчётам это происходит в момент: tcool=2,7E510,24n0−0,52∗104{\displaystyle t_{cool}=2,7E_{51}^{0,24}n_{0}^{-0,52}*10^{4}}  лет Соответствующие радиус внешней ударной волны и её скорость: Rcool=20E510,29n0−0,41{\displaystyle R_{cool}=20E_{51}^{0},29n_{0}^{-0,41}}  пк, Vcool=280E510,055n00,11{\displaystyle V_{cool}=280E_{51}^{0,055}n_{0}^{0,11}}  км\с

Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает:

tmax=7E510,32n00,34P~0,4−0,7{\displaystyle t_{max}=7E_{51}^{0,32}n_{0}^{0,34}{\tilde {P}}_{0,4}^{-0,7}}  лет
Теория возникновения синхротронного излучения

Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа

Взрывы сверхновых — основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или как говорят тяжелее) He. Однако процессы их породившие для различных групп элементов и даже изотопов свои.

  1. Практически все элементы тяжелее He и до Fe — результат классического термоядерного синтеза, проистекающего, например в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть всё же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза.
  2. Все элементы тяжелее 209Bi — это результат r-процесса
  3. Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s-, r-, ν-, и rp-процессы[13].
  Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M☉, масштаб не соблюдён[13].
R-процесс

r-проце́сс — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе (n,γ) реакций и продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β−-распада изотопа. Иными словами среднее время захвата n нейтронов τ(n,γ) должно быть:

τ(n,γ)≈1nτβ,{\displaystyle \tau (n,\gamma )\approx {\frac {1}{n}}\tau _{\beta },} 

где τβ — среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, так как:

τ(n,γ)≈(ρ(σnγ,vn)¯)−1{\displaystyle \tau (n,\gamma )\approx \left(\rho {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}\right)^{-1}} 

где (σnγ,vn)¯{\displaystyle {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}}  — произведение сечения реакции (n,γ) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей. Учитывая что, r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0,1 с < τβ < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 109K, получим характерную плотность

ρ≈2⋅1017{\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^{17}}  нейтронов/см3.

Такие условия достигаются в:

  • ударной волне, которая, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию 22Ne+4He→25Mg+1n{\displaystyle \mathrm {^{22}Ne} +\mathrm {^{4}He} \rightarrow \mathrm {^{25}Mg} +\mathrm {^{1}n} }  с требуемой концентрацией нейтронов.
  • центральной части массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой. Там образуется большое количество нейтронов и α{\displaystyle \displaystyle \mathrm {\alpha } } -частиц, при фоторасщеплении железа 56Fe+γ→134He+41n{\displaystyle \mathrm {^{56}Fe} +\mathrm {\gamma } \rightarrow 13\,\mathrm {^{4}He} +4\,\mathrm {^{1}n} }  на заключительной стадии эволюции.
ν-процесс

Основная статья: ν-процесс

ν-процесс — это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7Li, 11B, 19F, 138La и 180Ta[13]

Влияние на крупномасштабную структуру межзвёздного газа галактики

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ.), была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054, породившая Крабовидную туманность. Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).

С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году. В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи, следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности, в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ.) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой.

  Остаток сверхновой SN 1987A, снимок телескопа «Хаббл», опубликованный 19 мая 1994 года[14]

23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A, самая близкая к Земле, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA, «Хаббла» и «Чандры». Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

22 января 2014 года в галактике M82, расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J. Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

В апреле 2018 года английскими учёными из Саутгемптонского университета Британского королевского астрономического общества на конференции EWASS (Европейская неделя астрономии и космических исследований (англ.)русск.) были озвучены данные[15] о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, в рамках программы Dark Energy Survey Supernova Programme (DES-SN), были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а.е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.[16]

ru-wiki.org

Черные звезды | Астрономия, астрофизика и космонавтика

Номер журнала НиТ: 

Автор: 

Барцело К., Виссер М., Либерати С., Сонего С.

Квантовые эффекты могут воспрепятствовать формированию настоящих черных дыр и вместо них породить плотные объекты, названные чернымизвездами.Черные дыры стали частью массовой культуры уже десятки лет назад. Неудивительно. Эти темные остатки сжавшихся звезд как будто специально созданы, чтобы внушать нам первобытный страх: черная дыра несет в себе необъяснимую тайну, скрытую за завесой, называемой ее горизонтом событий. Оказавшись под этим горизонтом, никто и ничто не сможет вырваться наружу и неминуемо там разрушится.

Для физиков-теоретиков черные дыры — класс решений уравнений поля Эйнштейна, на которых основана его общая теория относительности (ОТО). Эта теория описывает то, как вещество и энергия искривляют пространство-время, как если бы оно было эластичным, а также то, как возникшее искривление пространства-времени управляет движением вещества и энергии, создавая силу, которую мы называем гравитацией. Эти уравнения однозначно указывают, что могут существовать области пространства-времени, из которых никакой сигнал не способен достичь удаленного наблюдателя. Эти области — черные дыры — состоят из точки, где плотность материи достигает бесконечности (сингулярность), окруженной пустой зоной, из которой ничто, даже свет, не может вырваться. Невидимая граница — горизонт событий — отделяет эту зону мощной гравитации от остального пространства-времени. В простейшем случае горизонт событий — это сфера всего лишь 6 км в диаметре у черной дыры с массой Солнца.Ну и хватит о теории и фантастике. Как насчет реальности? Многочисленные астрофизические наблюдения показывают, что во Вселенной действительно есть невероятно компактные тела, не испускающие ни света, ни других видов излучения. Хотя массы этих темных тел лежат в диапазоне от нескольких единиц до многих миллионов масс Солнца, их диаметры, как определили весьма квалифицированные астрофизики, составляют от нескольких километров до миллионов километров — в точном соответствии с предсказанием ОТО для черных дыр такой массы.

Однако представляют ли собой эти компактные и темные тела, обнаруженные астрономами, именно черные дыры, предсказанные ОТО? Полученные до сих пор наблюдения хорошо согласуются с теорией, однако сами теоретики не вполне удовлетворены имеющимся описанием черных дыр. В частности, прогноз ОТО о существовании сингулярности внутри каждой черной дыры означает провал самой теории в этой точке, как это всегда бывает, когда теория предсказывает, что некая величина становится бесконечной. Возможно, проблема ОТО в том, что в ней не принимаются во внимание квантовые эффекты, влияющие на поведение вещества и энергии в микроскопическом масштабе. Поиск улучшенной теории, включающей в себя квантовую механику (поэтому ее называют квантовой гравитацией), служит стимулом для развития теоретической физики.

Перед создателями квантовой теории гравитации встают интереснейшие вопросы. На что станут похожи черные дыры при учете квантовых поправок? Будут ли они радикально отличаться от классических черных дыр, или их классическое описание останется хорошим приближением? Как мы вчетвером показали, некоторые квантовые эффекты могут вообще помешать формированию черных дыр. Вместо этого могут рождаться объекты, которые мы назвали черными звездами. Черная звезда может избежать финального сжатия к бесконечной плотности и окончательного «нырка» внутрь горизонта событий. Удержать черную звезду от этого может нечто такое, что обычно не считается прочной опорой, — само пространство.

Сколько весит квантовое ничто

Этот вывод мы получили на основе проверенного метода, известного как полуклассическая гравитация, не используя при этом всех тех предположений о коллапсирующем веществе, которые делались в более ранних исследованиях: нам хотелось проверить, сможем ли мы избежать парадоксальных выводов, полученных в тех работах. Не имея законченной теории квантовой гравитации, теоретики уже более 30 лет обращаются к полуклассической гравитации для анализа того, как квантовая механика меняет представление о черных дырах. Этот метод частично вносит понятия квантовой физики, в частности квантовой теории поля, в классическую теорию гравитации Эйнштейна.

Квантовая теория поля описывает каждый тип фундаментальных частиц — электрон, фотон, кварки — как заполняющее все пространство поле наподобие электромагнитного. Уравнения квантовой теории поля обычно записывают в плоском пространстве-времени, т.е. в отсутствие гравитации. В полуклассической гравитации используется квантовая теория поля, сформулированная в искривленном пространстве-времени.

В самом общем виде стратегия полуклассической гравитации такова: согласно классической общей теории относительности, наличие материи вызывает определенное искривление пространства-времени. Но искривление пространства-времени изменяет энергию квантовых полей. Эта трансформированная энергия, согласно ОТО, меняет кривизну пространства-времени. И так далее — итерация за итерацией.

Задача в том, чтобы получить самосогласованное решение — искривленное пространство-время, содержащее такую конфигурацию квантовых полей, энергия которых вызывает именно такую кривизну. Самосогласованное решение этого типа должно стать хорошим приближением к тому, что происходит на самом деле во многих ситуациях, включающих квантовые эффекты и гравитацию, хотя сама гравитация и не описывается квантовой теорией. Таким образом, полуклассическая гравитация учитывает квантовые поправки к ОТО в «минимальной» степени, принимая во внимание квантовое поведение материи, но по-прежнему рассматривая гравитацию (т.е. кривизну пространства-времени) с классической позиции.Однако такой подход сразу же приводит к проблеме: прямое вычисление энергии самых низших состояний («нулевой точки») квантовых полей — т.е. энергии вакуума, в котором отсутствуют частицы всех типов, — приводит к бесконечности. На самом деле, эта проблема возникла уже в обычной квантовой теории поля (т.е. в плоском пространстве, без гравитации). К счастью для теоретиков, желающих предсказать явления в физике частиц без учета гравитации, поведение этих частиц зависит только от разности энергий их состояний, поэтому значение энергии квантового вакуума не играет роли. Методы аккуратного вычитания, известные как перенормировка, позволяют избегать бесконечностей и вычислять разность энергий с невероятно высокой точностью.

Но для гравитации энергия вакуума имеет значение. Бесконечная плотность энергии должна создавать экстремально большую кривизну пространства-времени: в «пустом» пространстве должна быть мощная сила тяготения, а это совершенно не согласуется со свойствами нашей Вселенной. Наблюдения последних десятилетий показывают, что вклад нулевой точки в полную плотность энергии Вселенной чрезвычайно мал. Используя метод полуклассической гравитации, теоретики не пытаются решить эту проблему. Вместо этого обычно полагают, что, каким бы ни было решение, в нем точно нейтрализуется вклад нулевой точки в плотность энергии для плоского пространства-времени. Этим предположением вводится понятие о непротиворечивом полуклассическом вакууме: плотность энергии равна нулю везде, где ОТО предсказывает плоское пространство-время.

Если материя присутствует, то пространство-время искривлено; это меняет плотность энергии нулевой точки квантовых полей, а значит, уже нельзя игнорировать энергию нулевой точки. Говорят, что дополнительная энергия вызвана поляризацией вакуума — по аналогии с поляризацией сплошной среды, вызванной электрическим зарядом.Описывая полуклассическую гравитацию, мы говорили о массе и плотности энергии. Но в ОТО искривление пространства-времени вызывают не только эти величины, а еще плотность импульса, давление и напряжение гравитирующего вещества. Все эти величины, вызывающие искривление, описываются одним физико-математическим объектом — тензором энергии-импульса (ТЭИ). В полуклассической гравитации предполагается, что вклад нулевой точки квантовых полей в полное значение ТЭИ равен нулю в плоском пространстве-времени. Полученный из ТЭИ путем такого вычитания физико-математический объект называют перенормированным тензором энергии-импульса (ПТЭИ).

Использованный в искривленном пространстве-времени, этот метод вычитания до сих пор позволял обнулять расходящуюся часть ТЭИ, но при этом он оставляет конечным, ненулевым значение ПТЭИ. Итоговый результат получают путем итераций: классическая материя искривляет пространство-время в соответствии с уравнениями Эйнштейна в степени, определенной классическим ТЭИ материи. Эта кривизна сообщает квантовому вакууму конечное ненулевое значение ПТЭИ. Этот вакуумный ПТЭИ становится дополнительным источником гравитации и изменяет кривизну. Новая кривизна в свою очередь меняет вакуумный ПТЭИ и т.д.

Черные дыры с квантовыми поправками

Если используется описанная выше полуклассическая гравитация, то возникает вопрос — как эти квантовые поправки меняют представление о черных дырах, и, в особенности, как эти поправки влияют на процесс формирования черной дыры?

Простейшая черная дыра некоторой массы (скажем, M в единицах массы Солнца) не вращается и не имеет электрического заряда. Радиус такой дыры R составляет 3M километров. Этот радиус R называют гравитационным радиусом или шварцшильдовским радиусом для этой массы. Если по какой-то причине некоторая материя сожмется настолько, что займет область меньше своего гравитационного радиуса, она превратится в черную дыру и исчезнет внутри собственного горизонта событий.

Например, радиус Солнца — 700 тыс. км, что значительно больше его гравитационного радиуса (3 км). Уравнения полуклассической гравитации показывают, что ПТЭИ квантового вакуума в этом случае ничтожен. Значит, согласно классическим уравнениям, Солнце весьма далеко от того, чтобы образовать черную дыру, и квантовые поправки не меняют эту картину. Поэтому астрофизики могут спокойно игнорировать эффекты квантовой гравитации при исследовании Солнца и большинства других астрономических объектов.Однако квантовые поправки могут стать существенными, если звезда ненамного больше своего гравитационного радиуса. В 1976 г. Дэвид Булвер (David G. Boulware) из Вашингтонского университета проанализировал свойства такой компактной звезды, если она стационарна (т.е. не сжимается). Он показал, что чем ближе звезда к своему гравитационному радиусу, тем больше становится вакуумный ПТЭИ вблизи ее поверхности, так что плотность энергии стремится к бесконечности. Это означает, что уравнения полуклассической теории гравитации не имеют решения в виде стационарной черной дыры (размер горизонта событий которой остается постоянным).

Однако результат Булвера не говорит нам, чего ожидать в том случае, если звезда испытывает неудержимое сжатие — коллапс, который, согласно ОТО, приводит к рождению черной дыры. Годом ранее, используя несколько иную технику, Стивен Хокинг (Stephen W. Hawking) уже рассмотрел эту ситуацию и показал, что классическая черная дыра, образовавшаяся при коллапсе, излучает различные частицы. Энергии этих частиц распределены как у теплового излучения, т.е. черная дыра имеет температуру. Он предположил, что с учетом квантовых поправок черная дыра будет почти как классическая, но станет медленно испаряться в результате этого излучения. Температура черной дыры с массой в одну солнечную составит 60 нанокельвинов. Соответствующая скорость испарения так мала, что поглощение фонового излучения должно существенно превосходить испарение, поэтому размер дыры должен расти. Испаряющаяся черная дыра такой массы будет неотличима от классической черной дыры, поскольку испарение будет неизмеримо малым.

В течение десятка лет после работы Хокинга все усилия теоретиков, включая приблизительный расчет ПТЭИ в коллапсирующей конфигурации, укрепляли уверенность в справедливости этой картины. Сейчас большинство физиков считают, что черные дыры формируются так, как описывает классическая ОТО, а затем подвергаются медленному квантовому испарению под действием излучения Хокинга.

Проблема информации

Открытое Хокингом испарение черных дыр, а также предшествовавшие этому результаты Якоба Бекенштейна (Jacob D. Bekenstein) из Еврейского университета в Иерусалиме продемонстрировали глубокую и до конца еще не понятую взаимосвязь между гравитацией, квантовой физикой и термодинамикой. К тому же обнаружились новые проблемы, важнейшая из которых — по-видимому, проблема информации, тесно связанная с вопросом об окончательном состоянии испаряющейся черной дыры.

Рассмотрим для примера массивную звезду, испытывающую гравитационный коллапс. В этой звезде заключен гигантский объем информации в виде положений, скоростей и других свойств ее более чем 1055 частиц. Предположим, что звезда превратилась в черную дыру, а затем, испуская хокинговское излучение, начала медленно испаряться. Температура черной дыры обратно пропорциональна ее массе, поэтому испаряющаяся черная дыра становится горячее и испаряется быстрее, по мере того как ее масса и радиус уменьшаются. Мощный взрыв разбрасывает остаток массы черной дыры. Но что после этого остается? Исчезает ли дыра полностью или какой-то малый остаток сохраняется? И в любом случае — что происходит с информацией, содержавшейся в звезде? Согласно вычислениям Хокинга, испущенные дырой частицы практически не несли информации о начальном состоянии звезды. Даже если от черной дыры сохранился какой-то остаток, как в таком маленьком объекте может содержаться вся информация, которая была в исходной звезде?

Исчезновение информации — серьезная проблема, поскольку один из наиболее фундаментальных принципов квантовой теории утверждает, что эволюция квантового состояния подчиняется принципу унитарности, одно из следствий которого — неуничтожимость информации. Она может стать недоступной на практике, как в случае если сгорела книга, но в принципе информация и в такой ситуации сохраняется в струях дыма и пепле.

Поскольку вычисления, предсказывающие излучение Хокинга, опираются на полуклассическую гравитацию, физики не могут с уверенностью сказать, становится ли потеря информации результатом принятого приближения, или этот вывод сохранится и после того, как мы научимся точно решать задачу. Если процесс испарения действительно разрушает информацию, то правильные уравнения полностью квантовой гравитации должны нарушать унитарную природу современной квантовой механики. И наоборот, если информация сохраняется и полная теория квантовой гравитации покажет, в каком виде она содержится в излучении, то, вероятно, либо ОТО, либо квантовая механика нуждаются в уточнении.

Совершенно иная возможность

Проблема информации и связанные с ней загадки заставили нас (и других) вновь проанализировать ту цепь рассуждений, которая в 1970-е гг. привела физиков к выводу об испарении почти классических черных дыр. Мы обнаружили, что старый полуклассический вывод о том, что при гравитационном коллапсе черные дыры формируются даже при учете квантовых эффектов, зависит от некоторых технических и обычно неявных предположений.

В частности, старые расчеты делались в рамках предположения, что коллапс протекает очень быстро, примерно за то время, какое требуется веществу, чтобы свободно упасть от поверхности звезды до ее центра. Но мы обнаружили, что при медленном коллапсе квантовые эффекты могут привести к рождению очень компактного объекта нового типа, не имеющего горизонта событий и, следовательно, свободного от многих проблем.

Как мы уже отмечали, ПТЭИ квантового вакуума в пространстве-времени, искривленном обычной звездой, везде очень мал. Когда начинается коллапс звезды, ПТЭИ может измениться. Тем не менее старый вывод о том, что ПТЭИ остается крайне малым, сохраняет свою силу, если коллапс происходит быстро — в режиме свободного падения.Однако если коллапс происходит значительно медленнее свободного падения, ПТЭИ может приобрести произвольно большое отрицательное значение в области близ радиуса Шварцшильда, где должен был бы сформироваться классический горизонт событий. Отрицательный ПТЭИ вызывает отталкивание, которое тормозит коллапс еще сильнее. Коллапс может полностью прекратиться перед самым формированием горизонта, или же он может продолжаться вечно, постоянно замедляясь и приближаясь к рождению горизонта, но так никогда и не создав его.Но это не исключает возможности рождения черных дыр. Полностью однородное сферическое облако с массой, скажем, 100 млн масс Солнца, свободно сжимаясь под действием собственного веса, наверняка сможет создать горизонт событий. Когда это огромное облако станет достаточно компактным для появления горизонта, его плотность будет сравнима всего лишь с плотностью воды. При такой низкой плотности ПТЭИ не может стать достаточно большим, чтобы предотвратить рождение горизонта. Но мы знаем, что в действительности во Вселенной такого не бывает. Гигантские почти однородные облака материи, возникавшие на ранних этапах после Большого взрыва, не коллапсировали и не рождали черных дыр. Вместо этого возникала последовательность структур.

Сначала рождались звезды, и тепло от их ядерных реакций надолго приостанавливало коллапс. Когда запас ядерного топлива в звезде иссякал, она могла превратиться в белый карлик или, при достаточной массе, взорваться как сверхновая, оставив после себя нейтронную звезду (шар из нейтронов, который лишь немногим больше гравитационного радиуса звезды). В любом случае, чисто квантовый эффект — принцип запрета Паули — предотвращает дальнейший коллапс. В нейтронной звезде нейтроны не могут находиться в одинаковом квантовом состоянии, и возникающее от этого давление препятствует гравитационному коллапсу. Тот же эффект в отношении ионов и электронов объясняет стабильность белого карлика.Если нейтронная звезда захватывает дополнительную массу, то гравитация постепенно преодолевает сопротивление нейтронов, и происходит дальнейший коллапс. Мы точно не знаем, что случается потом (хотя обычно считают, что рождается черная дыра). Ученые рассматривают возможность формирования различных объектов — так называемых кварковых звезд, странных звезд, бозонных звезд и Q-шаров, которые могли бы оставаться стабильными при давлениях больших, чем выдерживает нейтронная звезда. Физикам необходимо точнее знать, как ведет себя вещество при плотностях много больших, чем у нейтрона, чтобы решить, какой из вариантов мог бы реализоваться.

Итак, опыт подсказывает нам, что вещество, подчиняющееся законам квантовой механики, похоже, всегда найдет новые способы задержать гравитационный коллапс. Хотя любое из этих препятствий можно преодолеть (обычно устойчивую конфигурацию всегда можно сделать неустойчивой, добавив достаточно вещества), каждый процесс, задерживающий коллапс, дает дополнительное время для того, чтобы отрицательный ПТЭИ возрос и стал существенным. Этот ПТЭИ может успешно противостоять гравитационному притяжению, и поскольку его отталкивание может возрастать безгранично, это способно навсегда остановить коллапс вещества в черную дыру.

Черные звезды

Получившиеся тела могут быть объектами нового типа; мы назвали их черными звездами. Из-за предельно малого размера и высокой плотности они по своим наблюдаемым свойствам должны напоминать черные дыры, но по существу будут совершенно иными. Это должны быть материальные тела с материальной поверхностью и недрами, заполненными плотным веществом. Они должны быть чрезвычайно тусклыми, поскольку испущенный с их поверхности свет испытывает огромное красное смещение (световая волна очень растянется), выходя из сильно искривленного пространства вблизи черной звезды к удаленному наблюдателю. В принципе, астрономы смогут проводить полное астрофизическое исследование черных звезд, поскольку отсутствие горизонта событий не препятствует этому.

В семействе объектов типа черных звезд некоторые могут напоминать испаряющиеся черные дыры, испускающие излучение, похожее на хокинговское. В особом случае, когда коллапс приближается к образованию горизонта, но при этом никогда не останавливается, мы показали, что черная звезда должна испускать частицы с так называемым планковским энергетическим спектром (который очень похож на тепловой спектр) с температурой чуть меньшей температуры Хокинга. Не имея горизонта, черная звезда не может задерживать информацию. Напротив, испущенные частицы и любое оставшееся в черной звезде вещество сохраняют информацию. Весь процесс формирования и испарения должен описываться стандартной квантовой физикой. Однако черные звезды не решают полностью проблему информации, пока сохраняется возможность для формирования горизонтов событий где-либо во Вселенной.

Эти испаряющиеся объекты можно было бы назвать квазичерными дырами, поскольку для постороннего наблюдателя они должны иметь примерно те же термодинамические свойства, что и испаряющиеся черные дыры. Однако в их недрах должна быть «радуга» температур, возрастающих вплоть до максимума вблизи центра. Если вы представите себе тело наподобие луковицы с концентрическими слоями, то каждый слой должен медленно сжиматься, никогда не достигая той компактности, при которой его собственная масса и масса находящегося внутри него вещества сформируют горизонт. Каждый слой должен удерживаться от коллапса вакуумным ПТЭИ, который, как мы считаем, будет развиваться там, где условия для возникновения горизонта складываются достаточно медленно. Чем глубже слой, тем выше должна быть его температура, как у черных дыр все меньшей массы. Мы пока не знаем, распространены ли эти очаровательные объекты или исключительно редки.

За горизонтом

Изучение черных дыр всегда вызывало у исследователей самые разные реакции. С одной стороны, будоражит мысль о том, что в них скрыта дверь к новым непредвиденным возможностям в физике — хотя бы для тех, кто отважится туда войти. С другой стороны, введение в научный обиход этого объекта давно нервировало некоторых физиков. Поиск альтернатив черным дырам, часто мотивированный неприязнью к тому или иному их свойству, столь же стар, как сама идея черных дыр.

Наше предположение о черных звездах и идеи других исследователей, альтернативные черным дырам, сходятся в том, что пространство-время вокруг этих объектов практически такое же, как вокруг классической черной дыры, вплоть почти до того самого места, где должен был бы возникнуть горизонт. И хотя заветная дверь, ведущая к пониманию того, как квантовая физика объединяется с гравитацией, еще не распахнулась перед нами, возможно, она не скрыта от нас за неприступной стеной горизонта событий.

www.nt-magazine.ru