Много преди да започне работа по проекта Манхатън и разработването на атомната бомба, Дж. Робърт Опенхаймер е бил учен пионер, работещ върху образуването на тъмни звезди: това, което сега наричаме черни дупки.
Въпреки че има квантови правила, които управляват Вселената, с достатъчно маса на едно място, дори отделни протони и неутрони ще се поддадат на гравитационен колапс. След преминаване на прага на критичната маса, границата на Толман-Опенхаймер-Волкоф, образуването на черна дупка е неизбежно.
Ето науката, която няма да намерите във филма "Опенхаймер".
30-те години на миналия век са завладяващо и спорно време: както на световната сцена, така и за науката ядрена физика. От икономическа гледна точка голямата депресия води до увеличаване на безработицата, драматични спадове в глобалното промишлено производство, външната търговия, БВП на глава от населението и надигаща се вълна от фашизъм. Но на фона на тези геополитически събития се случва една малка революция във фундаменталната физика: разкриването на атомното ядро. Физиците редят парчетата от пъзела на ядрената физика, включително радиоактивността, открива се неутрона, енергийния потенциал в цялата материя чрез E = mc² и физическите процеси на синтез и делене.
Преди Дж. Робърт Опенхаймер да стане лидер на проекта Манхатън - т.е. разработването на атомната бомба - той е един от многото учени, изучаващи последиците от ядрената физика при някои от най-екстремните условия, които може да си представите: гравитационния колапс на повечето масивни звезди във Вселената. В поредица от статии в края на 30-те години на миналия век, Опенхаймер става част от първия екип, който някога е определил границата на това колко масивно може да бъде едно атомно ядро, което днес познаваме като ядрото на неутронна звезда, преди да се срине изцяло в това, което той тогава нарича "тъмна звезда" или в днешните термини "черна дупка".
Въпреки че е много по-известен с това, че оглавява програмата за разработване на ядрени оръжия на Съединените щати, неговото астрофизическо наследство продължава да живее днес като ключов компонент в нашето разбиране за черните дупки и тяхното образуване. Ето историята, която няма да чуете в изключително успешния биографичен филм на Кристофър Нолан, Опенхаймер.
Този разрез показва различните региони на повърхността и вътрешността на Слънцето, включително ядрото, което е единственото място, където се случва ядрен синтез. С течение на времето и изразходването на водорода, съдържащата хелий област в ядрото се разширява и максималната температура се повишава, което води до увеличаване на изходната енергия на Слънцето. Това е радиацията, произведена в ядрото на Слънцето, която се съпротивлява на вътрешната сила на гравитацията. Кредит: Wikimedia Commons/KelvinSong
Представете си звезда: огромно струпване на маса, доминирана от водород със значителна част от хелий (плюс малко количество от всички други елементи), с огромната сила на гравитацията, работеща, за да издърпа тази маса неумолимо навътре. Важният въпрос, който е вълнувал физиците дълго време, е бил: защо тези обекти не се срутват гравитационно?
Звезда като нашето Слънце например има около ~300 000 пъти по-голяма маса от Земята и въпреки това по някакъв начин е само около една четвърт от плътността на нашата планета. За да е така, трябва да има някаква вътрешна сила, генерирана в самото Слънце, която се противопоставя успешно срещу гравитацията.
Каква може да е тази сила? Не може да е химическо изгаряне, тъй като животът на Слънцето тогава би се измервал в хиляди години, а не в милиарди, както се изисква от изобилието от геоложки доказателства. Не може да е от гравитационно свиване, тъй като ниската плътност на Слънцето би го забранила. И не може да е от някакво продължаващо попълване на гориво, тъй като добавената маса би променила забележимо орбитите на вътрешните планети. Трябва да има някаква нова реакция, протичаща в ядрото на звездата: реакция, включваща ядрени сили.
Най-простата и най-нискоенергийна версия на веригата протон-протон, която произвежда хелий-4 от първоначално водородно гориво. Имайте предвид, че само сливането на деутерий и протон произвежда хелий от водород; всички други реакции или произвеждат водород, или хелий от други изотопи на хелия. Кредит: Sarang/Wikimedia Commons
Силен намек за това идва просто от разглеждането на два факта заедно:
1. съставът на Слънцето и звездите, изграден предимно от водород и вторично от хелий,
2. и относителните маси на ядрата водород и хелий, където едно ядро хелий-4 всъщност е с около 0,7% по-ниска маса от четири ядра водород-1.
Под екстремните налягания и температури, създадени в ядрото на звезда, би било възможно да се случи поредица от ядрени реакции, водещи до верижна реакция, при която водородните ядра в крайна сметка се превръщат в хелиеви ядра, освобождавайки енергия - чрез E = mc² на Айнщайн - в процеса.
Тази освободена енергия, както са установили много учени, може да е в състояние да осигури огромно количество външно радиационно налягане, карайки Слънцето (и повечето звезди) да светят за много дълги периоди от време, включително за милиарди години или дори повече, докато едновременно с това да запазва звездата (включително Слънцето) срещу гравитационен колапс. Докато повечето учени, работещи по този проблем, се заемат да разберат тези ядрени реакции, Опенхаймер се интересува повече от различен аспект на проблема: какво ще се случи с една звезда, когато изчерпи напълно ядреното си гориво, което изгаря, за да се задържи срещу гравитационен колапс?
Слънцето, когато стане червен гигант, ще стане подобно отвътре на Арктур. Антарес е по-скоро свръхгигантска звезда и е много по-голяма, отколкото нашето Слънце (или други подобни на Слънцето звезди) някога ще стане. Въпреки че червените гиганти отделят много повече енергия от нашето Слънце, те са по-хладни и излъчват при по-ниска температура на повърхността си. Вътре в техните ядра, където се случва сливането на въглерод и по-тежки елементи, температурите могат да надхвърлят няколкостотин милиона K. Кредит: Sakurambo/SkateBiker/ Wikipedia
Опенхаймер знае част от историята: че без източник на гориво, който да продължи да генерира радиация, гравитацията ще вземе надмощие и ядрото на звездата ще започне да се свива. Всяка физическа система, която се компресира или свива бързо - без достатъчно време за обмен на топлина между вътрешната и външната среда - ще увеличи температурата, тъй като същото количество обща топлина се компресира във все по-малък и по-малък обем.
Със съвременните ни познания за ядрената физика сега знаем, че повишаването на температурата на богатото на хелий ядро на масивна звезда ще накара то да инициира синтез на хелий: процесът на сливане на три атома хелий-4 във възбудено състояние на въглерод-12 , което освобождава дори повече енергия от сливането на водород в хелий, освободено преди това. Звезди, които са повече или по-малко толкова масивни, колкото нашето Слънце, в крайна сметка ще започнат синтез на хелий, но това само избутва неизбежния проблем по-надолу по пътя: какво тогава се случва, когато една звезда изчерпи хелиевото гориво в ядрото си?
В крайна сметка, отново, тя изчерпва радиацията и ядрото започва да се свива гравитационно, загрявайки го още повече.
Чрез изсмукване на маса от придружаваща звезда, звезден труп като бяло джудже може в крайна сметка да натрупа достатъчно материал, за да стане нова. Само ако самото бяло джудже надхвърли прага на критичната маса, границата на Чандрасекар, ще възникне свръхнова от тип Ia и този тип засмукване на маса може да не е основният път за възникване на такива супернови, а по-скоро сливането на две бели джуджета. Кредит: Mark Garlick
Някои звезди, като нашето Слънце, няма да станат достатъчно горещи, за да започнат по-нататъшни реакции на ядрено изгаряне, и затова ядрото, направено предимно от елементи като въглерод и кислород (който може да се създаде, ако въглероден атом се слее с атом хелий), просто се свива и свива, докато не може да се свие повече. Има ограничение за това колко звездата може да се свие, определено не от налягането на топлинното излъчване на жива звезда, а по-скоро от квантов механичен ефект: налягането на йонизираните електрони, плаващи около морето от атомни ядра.
Тъй като не може два електрона (които са фермиони) да заемат едно и също квантово състояние,забранено от принципа на изключване на Паули, тези видове звездни остатъци могат да се запазят от гравитационен колапс. Тези звездни останки биха били физически обекти с по-високи температури и плътност в ядрата си, отколкото в покрайнините, и съответстват на това, което наричаме сега бяло джудже. (вж "Принципът на Паули. Еволюцията на звездите")
Въпреки това, трябва да има ограничение за това колко масивно може да бъде бялото джудже, тъй като над определена маса, размерът на бялото джудже ще се срине до нула: напълно нефизическа стойност. След като бъде достигната критична плътност, или трябва да се осъществят допълнителни ядрени реакции, или бялото джудже трябва да колапсира още повече, което води до черна дупка. Тази граница на масата е разработена за първи път от Субраманян Чандрасекар през 1930 г. и оттогава е известна като границата на масата на Чандрасекар .
Във вътрешните региони на звезда, която претърпява супернова с колапс на ядрото, започва да се образува в ядрото неутронна звезда, докато външните слоеве се блъскат в нея и претърпяват свои собствени реакции на синтез. Произвеждат се неутрони, неутрино, радиация и необикновени количества енергия, като неутрино и антинеутрино пренасят по-голямата част от енергията на свръхновата, колапсирала в ядрото. Кредит: TeraScale Supernova Initiative/Oak Ridge National Lab
Но Опенхаймер избира да разгледа различен аспект на този проблем: какво би се случило с най-масивните звезди, тези, при които температурите и плътността се повишават до произволни височини след изгаряне както на техните източници на водород, така и на хелий?
Подробният отговор няма да се разработи дори след няколко десетилетия. Когато достатъчно масивно въглеродно ядро на звезда се свие, то става достатъчно горещо, за да инициира въглероден синтез, който създава елементи като неон. Тъй като ядрото на неона след това се свива и нагрява, изгарянето на неона се случва при още по-високи температури, фотодезинтегрирайки се (разбивайки се от високоенергиен фотон) в кислород. Отново ядрото се свива и температурата се повишава, което води до синтез на кислород, произвеждайки елементи като силиций и сяра. Когато ядрото след това се свие допълнително, след като е изчерпало кислорода си, настъпва изгаряне на силиций, натрупвайки елементи чрез улавяне на хелий в сяра, аргон, калций, титан, хром, желязо и никел. В този момент ядрото става инертно и скоро ще последва свръхнова с колапс на ядрото .
Бялото джудже, неутронната звезда и дори екзотичната кваркова звезда все още са направени от фермиони. Налягането на дегенерация на Паули помага да се задържи звездният остатък срещу гравитационен колапс, предотвратявайки образуването на черна дупка. Вътре в най-масивните неутронни звезди се смята, че съществува екзотична форма на материя, кварк-глуонна плазма, с температури, повишаващи се до ~1 трилион (10^12) K. Кредит: NASA/CXC/M.Weiss
Въпреки че Опенхаймер не е знаел тези подробности, той стига до важно прозрение. Каквито и ядрени реакции да се случват, в крайна сметка ще се сблъска с ограничение: ограничението на това цялото ядро на звездата да се държи като едно атомно ядро и това ядро неизбежно ще притежава ограничение по отношение на това колко масивно може да бъде. Компресирайте протон и електрон при достатъчно високи температури и налягания и той ще се превърне в неутрон чрез процеса на улавяне на електрони, излъчвайки призрачно неутрино в последствие.
Напредъкът на този фронт идва изключително бързо: Джеймс Чадуик експериментално открива неутрона през 1932 г., а още на следващата година Уолтър Бааде и Фриц Цвики (да, Фриц Цвики, роденият във Варна ексцентричен астрофизик, открил тъмната материя) предполагат, че след това ще бъдат създадени неутронни звезди от смъртната агония на колапсираща масивна звезда.
Това е бил проблемът, обсебил Опенхаймер през 30-те години на миналия век: да вземем неутронна звезда, колкото и масивна да е, да я компресираме допълнително по какъвто и да е начин. Да добавим маса към нея, да намалим обема ѝ, просто да съберем повече материя на неутронни звезди на едно място и т.н. В един момент ще достигнем същия тип ограничение, което Чандрасекар е достигнал за белите джуджета, но за неутронните звезди.
В последните моменти на сливането две неутронни звезди не просто излъчват гравитационни вълни, а катастрофална експлозия, която отеква в електромагнитния спектър. Дали образува неутронна звезда или черна дупка, или неутронна звезда, която след това се превръща в черна дупка, зависи от фактори като маса и въртене. Кредит: University of Warwick/Mark Garlick
Опенхаймер, надграждайки предишна работа на Ричард Толман и работейки в сътрудничество с Джордж Волкоф, разсъждава, че трябва да влезе в действие същият физически ефект. Дали е група от неутрони, протони или електрони, няма значение, тъй като всички те са примери за фермиони и всички те се подчиняват на принципа на изключване на Паули: два фермиона (частици), на едно и също място по едно и също време, не могат да заемат същото квантово състояние. Това създава натиск за израждане, който се изтласква навън, предотвратявайки звездния остатък - независимо дали е неутронна звезда или бяло джудже - да надмине определена критична стойност за тяхната маса.
Уравнението, управляващо тази максимална стойност на масата за най-простия модел на неутронна звезда, такава, която е студена и невъртяща се, е разработено за първи път от Опенхаймер и Волкоф и днес е известно като границата на Толман-Опенхаймер-Волкоф или просто граница на TOV за кратко. Когато се вземе предвид съвременната ядрена физика и физиката на елементарните частици, включително факта, че неутроните са съставни частици, съставени от по-фундаменталните кварки и глуони и се управляват от силната ядрена сила, същите уравнения и подход, които Опенхаймер и Волкоф са използвали още в 1939 все още се използват днес, че има максимална възможна маса за невъртяща се неутронна звезда от някъде около 2,2 до 2,9 слънчеви маси .
Най-актуалната графика към ноември 2021 г. на всички черни дупки и неутронни звезди, наблюдавани както електромагнитно, така и чрез гравитационни вълни. Въпреки че те включват обекти, вариращи от малко над 1 слънчева маса, за най-леките неутронни звезди, до обекти малко над 100 слънчеви маси, за черни дупки след сливането, астрономията на гравитационните вълни в момента е чувствителна само към много тесен набор от обекти. Масовата „граница“ между неутронните звезди и черните дупки все още се определя. Кредит: LIGO-Virgo-KAGRA / Aaron Geller / Northwestern
Как актуалните прогнози, произлезли от работата на Опенхаймер, се съчетават с най-добрите съвременни наблюдения, които имаме за неутронни звезди? Всъщност изключително добре.
1. Най-масивната неутронна звезда с точно измерване на разстоянието и масата е милисекундният пулсар PSR J0740+6620, който въпреки че се върти бързо, има много добре измерена маса от 2,08 слънчеви маси, с несигурност от само около 3% на тази стойност: само малко под границата на TOV.
2. През 2017 г. сътрудничеството LIGO-Virgo наблюдава първото сливане на две неутронни звезди, наблюдавано някога: GW170817 , където общата маса на предшестващите неутронни звезди е около 2,75 слънчеви маси. Те образуват за кратко (вероятно бързо въртяща се) неутронна звезда за по-малко от секунда, преди да колапсират до черна дупка.
3. И през 2019 г. сътрудничеството LIGO-Virgo наблюдава второто сливане на две неутронни звезди, наблюдавано някога, но с по-висока комбинирана маса между 3,3-3,7 слънчеви маси: GW190425 . Този път остатъкът след сливането се превръща директно в черна дупка, което показва, че няма посредник неутронна звезда.
Тази компютърна симулация на неутронна звезда показва заредени частици, които се движат от изключително силните електрически и магнитни полета на неутронната звезда. Най-бързо въртящата се неутронна звезда, която някога сме откривали, е пулсар, който се върти 766 пъти в секунда: по-бързо, отколкото би се въртяло нашето Слънце, ако го свием до размера на неутронна звезда. При по-бързи завъртания неутронната звезда може да остане стабилна при по-високи маси, докато при по-ниски завъртания тя по-лесно се срива, за да образува черна дупка. Кредит: NASA’s Goddard Space Flight Center
Много трудна задача е да се намери неутронна звезда с най-голяма маса и черна дупка с най-малка маса, тъй като определянето на свойствата на тези обекти е изключително трудно поради относителната им рядкост (в сравнение със звездите), тяхното разстояние (обикновено хиляди светлинни години от нас или повече), техните ниски или дори нулеви яркости и факта, че екстремните обекти - неутронните звезди с най-висока маса и черните дупки с най-ниска маса - са изключително редки. Независимо от това, с непрекъснато подобряващата се технология за синхронизиране на пулсарите, откриването на нови неутронни звезди в Млечния път и предстоящите още примери за сливане на неутронни звезди и неутронни звезди, може да се окажем, че се приближаваме към откриването къде е границата на масата на неутронната звезда/черната дупка лъжи, както и неговата спин-зависимост.
Въпреки това, когато си спомняме за Опенхаймер, това не трябва да е изключително за личния му живот, политическите му позиции или дори ролята му в разработването на атомната бомба. Вместо това може да се спори, че неговият най-траен принос към света, от научна гледна точка, е астрофизичен: разработване на метода за теоретично разбиране на горната граница на масата, която определя границата между неутронна звезда и черна дупка.
Източник: Oppenheimer’s forgotten astrophysics research explains why black holes exist, Starts With A Bang, Ethan Siegel
Коментари
Моля, регистрирайте се от TУК!
Ако вече имате регистрация, натиснете ТУК!
Няма коментари към тази новина !
Последни коментари