Пять сценариев конца нашей Вселенной
Глядя на нашу Вселенную сегодня, очень легко прийти в восторг от увиденного. Звезды на нашем ночном небе — лишь малая часть, несколько тысячи из сотен миллиардов от того, что присутствует в нашем Млечном Пути. Сам Млечный Путь — лишь одна-одинешенька галактика из триллионов присутствующих, в наблюдаемой Вселенной, которая простирается во всех направлениях примерно на 46 миллиардов световых лет. И все это началось около 13,8 миллиарда лет назад из горячего, плотного, быстрого, расширяющегося состояния, известного как Большой Взрыв.
С самых первых дней человечество смотрело в небо.
Именно начиная с Большого Взрыва мы получаем возможность описать нашу Вселенную как полную материи и излучения и подключить известные законы физики, объясняющие современную форму космоса. Но Вселенная продолжает расширяться. Появляются новые звезды, космос эволюционирует. Каким будет его конец? Давайте спросим у науки.
Какой конец у Вселенной
Долгое время ученые, изучавшие структуру и эволюцию Вселенной, рассматривали три возможности, основанные на простой физики общей теории относительности и контексте расширения Вселенной. С одной стороны, гравитация активно собирает все вместе; это притягивающая сила, управляемая материей и энергией во всех их формах, присутствующих во Вселенной. С другой стороны, есть начальная скорость расширения, которое разделяет все на части.
Большой Взрыв стал выстрелом, после которого началась грандиознейшая гонка всех времен: между гравитацией и расширением вселенной. Кто в итоге победит? Ответ на этот вопрос определит судьбу нашего мира.
Образное отображение этапов развития Вселенной.
Мы думали, что у Вселенной такие варианты:
- Вселенная схлопнется в процессе Большого Сжатия. Расширение начнется быстро и большое количество материи и излучения разорвется на части. Если материи и энергии будет более чем достаточно, Вселенная расширится до определенного максимального размера, расширение обратит сжатие и Вселенная снова схлопнется.
- Вселенная будет расширяться вечно и приведет к Большому Замерзанию. Все начнется так же, как и выше, но в этот раз количества вещества и энергии будет недостаточно, чтобы противостоять расширению. Вселенная будет расширяться вечно, поскольку скорость расширения будет продолжать падать, но никогда не достигнет нуля.
- Расширение Вселенной асимптотически стремится к нулю. Представьте себе пограничную ситуацию между двумя приведенными выше примерами. Одним протоном больше — и мы схлопываемся; одним меньше — расширяемся бесконечно. В этом критическом случае Вселенная расширяется вечно, но с наименьшей возможной скоростью.
Чтобы узнать, какой вариант правильный, нам нужно было просто измерить, с какой скорость расширяется Вселенная и как скорость расширения менялась со временем. Остальное дело физики.
Это была одна из величайших задач современной астрофизики. Измерьте скорость, с которой расширялась Вселенная, и узнаете, как меняется ткань пространства сегодня. Измерьте, как изменилась скорость расширения со временем, и узнаете, как ткань пространства менялась в прошлом.
Объедините две эти части информации и то, как изменилась скорость расширения и какой она была, позволит вам определить, из чего состоит Вселенная и в каких пропорциях.
Такие разные перспективы будущего.
Насколько нам известно, основываясь на этих измерениях, мы определили, что Вселенная состоит на 0,01% из излучения, 0,1% — нейтрино, 4,9% — обычная материя, 27% — темная материя, 68% — темная энергия. Этот квест, который для некоторых начался еще в 1920-х годах получил неожиданный ответ в конце 1990-х.
Итак, если темная энергия доминирует в расширении Вселенной, что это значит для нашей судьбы? Все зависит от того, как — или если — темная энергия будет развиваться со временем. Вот пять вариантов.
Темная энергия — это космологическая постоянная, преобладающая в расширении. Это опция по умолчанию, учитывающая наши лучшие данные. В то время как материя становится менее плотной по мере расширения Вселенной, разбавляется по мере расширения объема, темная энергия представляет собой ненулевое количество энергии, присущее ткани самого пространства. По мере расширения Вселенной плотность темной энергии остается постоянной, что приводит к тому, что расширение всегда сохраняет положительное значение.
Это приводит к экспоненциально расширяющейся Вселенной и в конечном итоге растолкает все, что не является частью нашей локальной группы. Уже 97% видимой Вселенной становится недоступным в таких условиях.
Темная энергия динамична и становится мощнее со временем. Темная энергия, по всей видимости, является новой формой энергии, которая присуща самому пространству, из чего следует, что она имеет постоянную плотность энергии. Но она также может меняться со временем. Один из возможных способов изменения заключается в том, что она постепенно усиливается, что приведет к ускорению скорости расширения Вселенной.
Удаленные объекты не только будут удаляться от нас, но и делать это все быстрее и быстрее. Хуже того, объекты, которые сейчас связаны гравитационно — вроде скоплений галактик, отдельных галактик, солнечных систем и даже атомов — однажды развяжутся вследствие укрепления темной энергии. В последние моменты существования Вселенной субатомные частицы и сама ткань пространства-времени разорвутся на части. Эта судьба — Большой Разрыв — наш второй вариант.
Темная энергия динамична и ослабевает со временем. Как еще может измениться темная энергия? Вместо того, чтобы укрепляться, она может ослабнуть. Конечно, скорость расширения согласуется с постоянным количеством энергии, принадлежащей самому пространству, но эта плотность энергии также может снижаться.
Если она ослабеет до нуля, все придет к одной из выше описанных возможностей: Большому Замерзанию. Вселенная будет расширяться, но без достаточного количества материи и других форм энергии, которые помогут ей заново схлопнуться.
Если распад станет отрицательным, это может привести к другой возможности: Большому Сжатию. Вселенная заполнится энергией, присущей пространству, которая внезапно поменяет знаки и приведет пространство к сжатию. Такой вариант тоже возможен.
Темная энергия перейдет в другую форму энергии, омолаживающую Вселенную. Если темная энергия не распадается, а остается постоянной или даже усиливается, возникает еще одна возможность. Эта энергия, присущая ткани пространства, может не всегда оставаться в такой форме. Вместо этого она может превращаться в материю и излучение, подобные тому, что были, когда закончилась космическая инфляция и начался Большой Взрыв.
Если темная энергия останется постоянной до этой точки, она создаст очень, очень холодную и рассеянную версию раскаленного Большого Взрыва, в которой сами себя смогут создавать только нейтрино и фотоны. Но если сила темной энергии будет возрастать, это может привести к состоянию, подобному инфляции, за которым последует новый, действительно раскаленный Большой Взрыв. Это самый простой способ омолодить Вселенную с заданными параметрами.
В этом бездонном океане можно найти все. В том числе и темную энергию.
Темная энергия связана с нулевой энергией квантового вакуума и будет распадаться, разрушая нашу Вселенную. Это самая разрушительная возможность из всех. Что, если темная энергия не является истинной величиной пустого пространства в конфигурациях с самой низкой энергией, а является результатом симметрий на ранних этапах Вселенной, когда они оказались в конфигурации с ложным минимумом?
Если это так, должен быть способ создать квантовый туннель в состояние с более низкой энергией, изменив законы физики и уничтожив все связанные состояния (то есть частицы) квантовых полей сегодня. Если квантовый вакуум нестабилен в этом смысле, то, где бы этот распад ни произошел, результатом будет разрушение всего во Вселенной посредством пузыря, распространяющегося на скорости света. Если такой сигнал достигнет нас, нам тоже придет конец.
Хотя мы не знаем, какая из этих возможностей будет верной для нашей Вселенной, данные просто неистово голосуют в пользу первого варианта: темная энергия действительно является постоянной величиной. Прямо сейчас, наши наблюдения того, как развивалась Вселенная — особенно благодаря космическому микроволновому фоновому излучению и крупномасштабной структуре Вселенной — накладывают жесткие ограничения на то, как много места для маневра остается у темной энергии, чтобы измениться.
И пока у нас не будет новой правды о Вселенной, мы будем придерживаться этой. А если вы не согласны, приглашаем поделиться в нашем чате в Телеграме.
Источник
Назовите два возможных сценария развития вселенной
Будущее Вселенной – один из основных вопросов космологии, ответ на который зависит, в первую очередь, от таких характеристик и свойств Вселенной как ее масса, энергия, средняя плотность, а также скорость расширения.
Что мы знаем о Вселенной?
Для начала следует определить само понятие «Вселенная», которое имеет место быть как в астрономии, так и философии. В области астрономии наблюдаемую область Вселенной называют Метагалактикой или просто астрономической Вселенной. Однако, с теоретической точки зрения, которая учитывается большинством моделей и сценариев развития Вселенной, она представляет собой колоссальную систему, выходящую за пределы возможного наблюдения.
Одним из важнейших свойств Вселенной, которое было открыто относительно недавно – это практически однородное и изотропное расширение, которое также оказалось ускоренным. В зависимости от продолжительности этого расширения история Вселенной может принять один из двух предполагаемых сценариев.
Возможные сценарии развития нашего мира
В первом случае расширение будет продолжаться до бесконечности, вместе с этим средняя плотность вещества во Вселенной будет стремительно падать, приближаясь к нулю. Коротко говоря, вся начнется с распада скоплений галактик, а закончится делением протона на кварки.
Второй сценарий учитывает постулаты общей теории относительности (ОТО), которая гласит о том, что при значительном росте плотности вещества искривляется пространство-время. Если расширение все же начнет замедляться, то вероятнее всего в какой-то момент оно обернется сжатием. Тогда Вселенная начнет сжиматься, а средняя плотность ее вещества – стремительно расти. При таком ходе событий, согласно ОТО, пространство-время будет постепенно искривляться до тех пор, пока Вселенная не замкнется сама на себе, вроде поверхности обычной сферы, но с большим количеством измерений, чем мы привыкли себе представлять.
Космологические эпохи Вселенной
В попытках предсказать дальнейшую судьбу астрономической Вселенной, ученые разделили ее существование на следующие этапы:
- Эпоха звезд (10 6 – 10 14 лет Вселенной). Эпоха, в которую мы живем, и которая отличается активным формированием и рождением звезд. Эпоха звезд будет длиться до того момента, пока не будут исчерпаны все запасы межзвездного газа. К тому времени красные карлики, небольшие и относительно холодные звезды (2000 – 3000 К), окончательно потухнут, переработав все внутреннее топливо. Солнце же, примерно через 5 млрд. лет (около 19 х 10 9 лет Вселенной) обернется красным гигантом, сбросив с себя верхние слои, которые вероятно поглотят Меркурий и Венеру. Если Землю не постигнет та же участь, то наша планета станет раскаленной и покроется лавой. Спустя еще 2 млрд. лет Солнце оставит после себя лишь белого карлика, а Млечный Путь начнет сливаться с галактикой Андромеда, в результате чего образуется новая единая галактика.
- Эпоха распада (10 15 – 10 39 лет). Временной отрезок жизни Вселенной, к началу которого топливо большинства звезд будет переработано, и они перейдут к последнему этапу своей эволюции, существованию в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр, в зависимости от изначальных характеристик тела. Термоядерные реакции будут иметь место лишь в недрахкоричневых карликов, которых в космическом пространстве останется незначительное количество. Постепенно галактики одного и того же скопления сольются воедино.
Конец эпохи распада в представлении художника. Пространство без звезд выглядит пугающе.
Несмотря на то, что вещество Вселенной постепенно аннигилирует, само пространство может эволюционировать по четырем гипотетическим сценариям:
- Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
- Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
- Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
- Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому Большому разрыву.
Видео YouTube
Эволюция и энергия горения звезд.
Звезда— небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды — это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают — этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».
1. Эволюция звезд
Эволюция звезд — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
2. Термоядерный синтез в недрах звезд 
К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
3. Поздние годы и гибель звезд
Старые звёзды с малой массой
На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
Звёзды среднего размера
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет. Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые, в конечном итоге, сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями вспышками сверхновых. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой.
После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной силы. Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала — так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые звёзды. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов. Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал, по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.
Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой. Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила. Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект — это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.
Источник