Квантовата причина, поради която са забранени ултрамасивните звезди

Гравитацията няма горна граница за това колко маса може да се събере на едно място: в черни дупки, в галактики или в галактически купове например. За звездите обаче има не само минимална маса, но и максимална маса: масата, отвъд която звездните структури няма да бъдат стабилни. Какво определя тази граница? Вярвате или не, тя се определя от процес на физика на частиците с много висока енергия, който се случва в ядрата на тези свръхмасивни звезди. Ето защо няма свръхмасивни звезди.

Тук, в нашата Вселена, най-ограничаващият фактор на най-големите наблюдавани структури е времето. Малко след Големия взрив не е имало звезди, галактики или черни дупки: обекти, които изискват значителни количества маса, събрани на едно място. Вселената позволява сигналите - дори гравитационни сигнали - да се разпространяват в нейното пространство с крайна, ограничена скорост: скоростта на светлината. В резултат на това е нужен дълъг период от време, за да се натрупа достатъчно маса, за да се появят тези структури:

• десетки до стотици милиони години за звезди и черни дупки;
• стотици милиони години за галактики;
• около милиард години за галактически купове;
• няколко милиарда години за нишковидната космическа мрежа.

Сега, когато са изминали около 13,8 милиарда години, можем да видим кои са най-големите, най-масивните примери за тези различни видове обекти. Черните дупки варират от около три слънчеви маси до десетки милиарди слънчеви маси. Галактиките могат да съдържат няколкостотин звезди, но могат най-много трилиони. Галактическите купове могат да бъдат съставени от хиляди големи галактики, съдържащи квадрилиони слънчеви маси. А космическите нишки, като различни гигантски космически стени, могат да съдържат до 100 000 галактики, доближаващи максимум квинтилион слънчеви маси.

А звездите? Има звезди с едва 7,5% от масата на Слънцето, но най-масивната известна звезда е само 260 слънчеви маси и дори на теория звезда с хиляди (или повече) слънчеви маси всъщност не може да съществува, разказва Итън Сийгъл (Ethan Siegel) в Starts With A Bang.

Причината защо, изненадващо, ни отвежда дълбоко в сърцето на квантовата физика.

Това комбинирано изображение във видима светлина (прах) и инфрачервена светлина (звезди) на Трапецовия куп разкрива материята в мъглявината Орион, както и ярките звезди вътре. Трапецовият клъстер е най-голямата, най-плътна и най-ярка колекция от звезди в близката мъглявина Орион, въпреки че нито една от неговите звезди не е особено свръхмасивна поотделно. Кредит: Infrared: NASA; K.L. Luhman and G. Schneider, E. Young, G. Rieke, A. Cotera, H. Chen, M. Rieke, R. Thompson; Optical: NASA, C.R. O’Dell and S.K. Wong; Animation: E. Siegel

Проблемът с намирането на звезди с голяма маса е двоен:

• много е трудно да се разделят отделните звезди с който и да е от инструментите, които притежаваме в момента, освен ако не са много близо, като например в рамките на Млечния път или някоя от най-близките галактики в нашата близост,
• и колкото по-масивна е една звезда, когато се роди за първи път, толкова по-кратък е нейният живот като цяло.

Единствените отделни звезди, които можем да наблюдаваме директно, са тези, които са достатъчно близо, за да можем да ги отделим от други звезди, които са близо до тях; звездите, които са твърде отдалечени, ще се "слеят" със светлината от други близки звезди и в резултат на това ще видим само светлината от много звезди, размазани заедно, докато се движим от един пиксел в изображението към съседния. Това ни ограничава до наблюдението на звезди, разположени в рамките само на няколко милиона светлинни години за повечето наземни телескопи, до звезди в рамките на около 50 милиона светлинни години за космическия телескоп Хъбъл и до звезди в рамките на около 100-150 милиона светлинни години за космическия телескоп "Джеймс Уеб" или накратко JWST.

Единственото изключение от това правило идва от гравитационните лещи: където масите на преден план могат да огъват, изкривяват и увеличават светлината от отдалечени обекти на заден план. При добър късмет, един от "праговете с максимално увеличение" ще съвпадне с много далечна отделна звезда. Това се е случило няколко пъти с JWST и са уловени звезди, които са по-масивни от най-масивните, които са откривани наблизо.

Една от най-вълнуващите характеристики, открити в полето Ел Гордо, както се вижда с очите на JWST, е най-отдалечената звезда от червен гигант, откривана някога: Куилур, което е терминът на езика на индианците кечуа за звезда. Това е първата червена гигантска звезда, открита на повече от 1 милиард светлинни години, а всъщност е на повече от 10 милиарда светлинни години. Тя е видима само благодарение на уникалните възможности на JWST, съчетани с гравитационната леща на Ел Гордо. Кредит : JM Diego et al. (сътрудничество с PEARLS), A&A, 2023

Вторият проблем също е предизвикателство: най-масивните звезди, които се образуват, са и звездите с най-кратък живот и е важно да се проучи защо. Звездите действат, като сливат леки елементи в по-тежки в своите ядра чрез процеса на ядрен синтез. Това се случва само във вътрешността на звездите, ако температурите са достатъчно високи: над прага от около 4 000 000 K. Това обяснява долната граница на звездите: около 7,5% от масата на нашето Слънце. Обекти, които са под този праг - от около 1,5% до 7,5% от масата на Слънцето - все ще имат температури във вътрешността, които се повишават над 1 000 000 K, което е достатъчно, за да ги направи кафяви джуджета (обекти, които претърпяват синтез на деутерий), но е недостатъчно, за да започне стандартен водороден синтез.

Колкото повече маса се натрупва на звездата, толкова по-горещи са температурите в ядрото на звездата. Въпреки че 4 000 000 K са достатъчни за започване на ядрен синтез, скоростта на синтез при тази температура все още е много ниска. Ето защо звезда като Проксима Кентавър, с около 12% от масата на Слънцето и много близо до края на звездните обекти с ниска маса, излъчва само 0,16% от общата енергия на Слънцето. С маса от 1,0 слънчеви маси, собственото ни Слънце е повече от 600 пъти по-ярко от Проксима Кентавър: излъчва много повече енергия във всеки даден период от време, тъй като скоростта на синтез вътре в нашето Слънце е много по-голяма от скоростта на синтез вътре Проксима Кентавър.

(Модерната) спектрална класификационна система на Морган-Кийнан, с температурния диапазон на повърхността на всеки звезден клас, показан над нея, в келвини. Преобладаващото мнозинство от звездите днес са звезди от M-клас, като има само 1 известна звезда от O- или B-клас в рамките на 25 парсека. Нашето Слънце е звезда от клас G, заедно с около 5-10% от всички звезди. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-висока е температурата в ядрото й, толкова по-голяма е нейната яркост и толкова по-кратък ще бъде животът й.
Кредит : LucasVB/Wikimedia Commons; Анотации: E. Siegel

В ядрото на нашето Слънце постигнатите температури са много по-високи: около 15 000 000 K. При тези температури скоростта на синтез е много, много по-голяма (стотици пъти по-голяма), отколкото при по-ниска температура от 4 000 000 K, и тенденцията продължава : колкото по-висока е температурата на ядрото на вашата звезда, толкова по-бърза е нейната скорост на синтез. В резултат на това по-масивните звезди, които имат по-високи температури в ядрото, са по-ярки от звездите с по-ниска маса като цяло. Въпреки че Слънцето има около осем пъти по-голяма маса от Проксима Кентавър, неговият живот ще бъде много по-кратък: докато Слънцето може да живее 10-12 милиарда години, Проксима Кентавър ще живее някъде около 5 трилиона години, или около 500 пъти повече дълго като слънцето.

Същата физика се прилага и към звезди, които са по-масивни от Слънцето. Например звезда като Сириус, най-ярката звезда на нощното небе. Тя е малко над два пъти по-голяма от масата на Слънцето, но е повече от 20 пъти по-ярка. Сириус също е млада звезда: той е на по-малко от 300 милиона години, което е добре. Звезда като Сириус ще има общо живот под 2 милиарда години, с температура в ядрото, която е дори по-висока от тази на нашето Слънце. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-ярка става: захранвана от повишените скорости на ядрен синтез в нейното по-голямо ядро ​​с по-висока температура (размерът на ядрото се определя от размера на областта вътре в звездата, където температурите са 4 000 000 K или по-високи).

Когато звездите се образуват за първи път, диаграмата цвят-величина (с яркост по оста y и цвят по оста x) изглежда като извита линия, от долния десен към горния ляв ъгъл. С напредването на възрастта най-ярките, най-сините и най-масивните звезди се отделят първи от тази крива. Идентифицирането на точката, в която се случва това "изключване", позволява на астрономите да определят възрастта на звездните популации в тях, като само най-младите звездни популации съдържат най-масивните звезди. Кредит: Wikimedia Commons

Тази връзка става все по-строга, колкото по-масивна става една звезда. Звезда, родена с около 15 слънчеви маси, може да живее само около 20 милиона години, докато звезда, родена с около 25 слънчеви маси, може да живее под 10 милиона години, преди да изчерпи водорода в ядрото си. В най-високия край, звездите с над 100 слънчеви маси могат да живеят само 1 или 2 милиона години, включително всички еволюирали фази от живота си, преди да умрат в катаклизъм като свръхнова с колапс на ядрото. Вътре в тези много масивни звезди температурите в ядрото няма да бъдат милиони или дори десетки милиони градуси, а ще се повишат до стотици милиони градуси вътре.

Единственото място, където може да се намерят толкова масивни звезди, е вътре в региони, където звездообразуването все още се случва активно. Звездите се образуват, когато гигантски молекулярни облаци от газ колапсират, където първоначално най-плътните области вътре в този облак натрупват все повече и повече маса в тези струпвания. Струпванията, които гравитационно растат най-бързо, привличат все повече и повече материя върху себе си, превръщайки се в най-масивните звезди, които ще се образуват в този регион. В космически мащаб на един миг или само за няколкостотин хиляди години се образуват огромен брой нови звезди с голямо разнообразие от маси: стотици, хиляди или дори по-голям брой звезди в много бърза последователност, в зависимост до голяма степен от първоначалната маса на въпросния молекулярен облак.

Близко инфрачервен изглед на мъглявината Тарантула, направен с JWST, е с по-висока разделителна способност и по-широко покритие на дължината на вълната от всяко предишно изображение. Той значително разширява това, на което Хъбъл ни научи, и този изглед на нашата съседна галактика, все още показва само 0,003778 квадратни градуса в небето. Ще са необходими 10,9 милиона изображения с такъв размер, за да се покрие цялото небе. Свръхзвездният куп вдясно от центъра, R136, е най-големият, най-масивният нов звезден куп, открит в цялата ни местна група от галактики, и се очаква да бъде отличен пример за новоформиращ се кълбовиден звезден клъстер. Кредит: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team

Тук, в Млечния път, до голяма степен сме запознати с най-близките големи звездообразуващи региони: мъглявината Орион, мъглявината Орел, мъглявината Омега и т.н. Но звезди с повече от около 20 или 30 слънчеви маси са много редки на тези места, тъй като те не представляват най-масивните звездообразуващи региони. Може би е странно, но най-големият звездообразуващ регион в цялата локална група от галактики не се намира в Млечния път или в Андромеда, а по-скоро в много по-скромна галактика: Големия Магеланов облак. Разположена на около 168 000 светлинни години, мъглявината Тарантула, известна още като 30 Doradus, е с диаметър близо 2000 светлинни години и бележи най-големия звездообразуващ регион - съдържащ най-масивните звезди - откриван някога в нашия космически съсед.

Този звездообразуващ регион (по-горе) е огромен: с десетки хиляди нови звезди вътре и най-големия звезден куп, известен в момента: NGC 2070, чиято централна концентрация е допълнително наречена R136 . Много от най-масивните известни звезди са разположени в тази концентрация, като най-масивната звезда от всички, R136a1 (по-долу), има маса от около 200, а може би до 260 пъти масата на нашето Слънце. Въпреки че е идентифицирана за първи път през далечната 1985 г. и след това заснета с космическия телескоп Хъбъл през 90-те години на миналия век, не е открита по-масивна звезда. Тя свети с около пет милиона пъти по-ярко от нашето Слънце, а втората най-ярка звезда в този клъстер, R136a2, се намира на по-малко от 0,1 светлинни години от R136a1.

Клъстерът RMC 136 (R136) в мъглявината Тарантула в Големия магеланов облак е място на най-масивните известни звезди. R136a1, най-голямата от всички, е над 250 пъти по-голяма от масата на Слънцето. Най-големите, най-масивните звезди, разкривани някога, могат да бъдат намерени в мъглявината Тарантула в Големия магеланов облак. Кредит:  ESO/P. Crowther/C.J. Evans

И все пак звездите, които достигат тези големи маси, са изключително редки. Може би нещо пречи на образуването на по-масивни обекти, може би  след като се натрупа достатъчно маса и ядреният синтез се запали в ядрото на звездата, тя ще излъчва ветрове и радиация, които "издухват" всяка друга материя, която може да падне върху нея.

Хубава идея, но не се получава в детайли. Симулациите показват, че потоци от газ могат да образуват отделни групи от маса, които са до десетки хиляди слънчеви маси, и сливания на масивни звезди - особено в ултра-плътен звезден клъстер като R136 - трябва да са често срещани, позволявайки възможността за звезди с много стотици маси или дори до 1000 слънчеви маси.

Така че защо нямаме звезди с 1000 слънчеви маси?

Това е мястото, където се намесва квантовата физика. Квантовата физика не просто обяснява защо Слънцето свети, но също така обяснява защо звездите "постигат максимум" при определена маса. Не забравяйте, че повече маса за една звезда не означава просто:

• по-голяма яркост,
• по-високи повърхностни температури,
• по-големи радиуси,
• и по-кратък живот,

но също така означава по-високи скорости на синтез в ядрото на звездата и по-високи максимални температури вътре в ядрото. По-специално, след като се достигне температура в ядрото от около 300 000 000 K (или около 20 пъти максималната температура в ядрото вътре в Слънцето), по-голямата част от фотонната енергия в ядрото на звездата е под формата на най-високо енергийните видове фотони от всички: гама лъчи.

Производството на двойки материя/антиматерия (вляво) от два фотона е напълно обратима реакция (вдясно), като материята/антиматерията се анихилира обратно до два фотона. Този процес на създаване и унищожаване, който се подчинява на E = mc², е единственият известен начин за създаване и унищожаване на материя или антиматерия. Ако високоенергийните гама лъчи се сблъскат с други частици, има шанс да се произведат двойки електрон-позитрон, което ще доведе до спад на нетното радиационно налягане за гама лъчи, произведени вътре в звездите. Кредит: Dmitri Pogosyan/University of Alberta

Когато тези гама лъчи се разбият в други частици - протони, неутрони, по-тежки атомни ядра, електрони или други фотони - има възможност спонтанно да се създаде, ако има достатъчно енергия, двойка електрон-позитрон: частици материя и съответно антиматерия. Фотоните осигуряват радиационно налягане, което поддържа звездата срещу гравитационен колапс и когато се стигне до достатъчно високи температури, че някои от тези фотони да започнат спонтанно да произвеждат двойки електрон-позитрон, това фотонно налягане пада.

Ако налягането спадне само с малко, ядрото на звездата ще се свие гравитационно също с малко, увеличавайки налягането и изтласквайки ядрото обратно. Не всяка звезда, която спонтанно създава двойки електрон-позитрон, е в беда - много от тях могат да намерят (и да осцилират около) равновесно състояние.

Но ако налягането спадне твърде много, тогава, когато ядрото на звездата ще се свие, то може да се свие значително, което ще го накара да се нагрее до още по-високи температури. При по-високи температури още повече фотони започват да произвеждат двойки електрон-позитрон, което води до по-нататъшен спад на налягането. Сега, с още по-малко налягане, ядрото ще се свива още повече, нагрявайки се, причинявайки поглъщане на повече гама лъчи, понижаване на налягането и т.н. Това продължава, докато ядрото на звездата се нагрее до критичен праг, при който се позволява реакция на бърз синтез, задействайки специален тип свръхнова, известна като свръхнова с двойка нестабилност.

Тази схема илюстрира процеса на производство на двойки, за който астрономите някога са смятали, че е предизвикал събитието хипернова, наречено SN 2006gy. Когато се произвеждат фотони с достатъчно висока енергия, те ще създадат двойки електрон/позитрон, причинявайки спад на налягането и реакция, която унищожава звездата. Това събитие е известно като свръхнова с двойна нестабилност. Пиковите светимости на хипернова, известна също като свръхсветлинна свръхнова, са многократно по-големи от тези на всяка друга, "нормална" свръхнова. Кредит: NASA/CXC/M. Weiss

Смята се, че това е съдбата на повечето звезди над 130 слънчеви маси, но не и на абсолютно най-масивните. След като се достигне масата на звезда като R136a1 или по-голяма, може да възникне нов квантов процес: фотодезинтеграция . Ако гама лъч с достатъчно висока енергия удари тежко атомно ядро, това може да накара това ядро ​​да влезе във възбудено състояние. Вместо просто да девъзбужда (и излъчва гама лъч със същата енергия), това възбудено състояние може да се разпадне като изхвърля извън първоначалното ядро едни или повече от тези частици:

• протони;
• неутрони или
• алфа частици (ядра хелий-4).

Представете си подобен сценарий на този, който разгледахме преди: където много масивна звезда с много високи температури в ядрото започва да произвежда тези много високоенергийни гама лъчи в ядрото си. Някои от тези гама лъчи ще произведат двойки електрон-позитрон, намалявайки налягането в сърцевината, но сега допълнително някои от тези гама лъчи се абсорбират от атомните ядра и вместо това изхвърлят ядрени частици.

Какво се случва

Тези гама лъчи вече са изчезнали и това води до спад на радиационното налягане при еднопосочно събитие. За разлика от производството на електрон-позитрон, където всеки позитрон ще се унищожи отново с електрон, за да произведе отново (създаващи налягане) гама лъчи, това налягане сега е по-ниско. В резултат на това не възниква свръхнова и се получава простодиректен колапс, при който ядрото на звездата или дори цялата звезда изчезва, за да се превърне в черна дупка.

Видимите/близки инфрачервени снимки от Хъбъл показват масивна звезда, най-малко 25 пъти по-голяма от масата на Слънцето, която е изчезнала, без свръхнова или друго обяснение. Директният колапс е единственото разумно кандидат-обяснение и е един известен начин, освен сливането на свръхнови или неутронни звезди, за образуване на черна дупка. Директният колапс на този конкретен обект, докато все още се изследва, може да е бил предизвикан от звезден спътник. Кредит: NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)

И това е! Това е ограничаващият набор от фактори. Във всички звезди радиационното налягане е това, което поддържа звездата като цяло - и в частност ядрото - срещу гравитационен колапс. С нарастването на масата на звездата нараства и температурата в ядрото й, което измества по-голям процент от фотоните, осигуряващи радиационното налягане, в частта на гама лъчите от спектъра. След като температурата на ядрото надхвърли няколкостотин милиона градуса, достатъчно гама фотони започват да се преобразуват в двойки електрон-позитрон, така че радиационното налягане да започне да пада, а при още по-високи температури тези фотони се абсорбират от атомните ядра, изхвърляйки по-леките ядрени частици и понижаване на налягането още повече.

Това означава, че всички звезди над критична температура на ядрото са фундаментално нестабилни, като единствените въпроси са:

• колко още може да остане стабилно ядрото на звездата,
• и когато премине тази повратна точка, ще доведе ли до неконтролируема термоядрена реакция (и свръхнова) или ще доведе до неконтролируем колапс (и крайно състояние директно към черна дупка)?

И в двата случая това зависи от квантовата физика, където високоенергийните гама лъчи раждат двойки електрон-позитрон или където те се сблъскват с тежки атомни ядра и изплюват по-леки ядрени частици, което причинява падане на налягането в ядрото и води до последващ катаклизъм. Над прага на критичната маса просто няма звезди, които да могат да преодолеят тези ограничения, които са основни за физиката.

Източник: The quantum reason that ultra-massive stars are forbidden, Ethan Siegel, Starts With A Bang

Още по темата

28/10/2024

Космос

Свръхнова, озарила небето на Земята преди 843 години, има в сърцето си разцъфнала "звезда-зомби"

26/09/2024

Космос

Как една близка свръхнова остави своя отпечатък върху земния живот

23/11/2023

Космос

Вампирските звезди хвърлят нова светлина върху еволюцията на звездите

08/08/2015

Физика

Принципът на Паули. Еволюцията на звездите