Gwiazdy Kompaktowe | Mechanizm Wszechświata #1

W tej serii chciałbym zgłębiać wszelkiego rodzaju tematy z różnych gałęzi drzewa nauki. Pierwszym tematem naszych rozważań będą gwiazdy kompaktowe. Gwiazdy kompaktowe to bardzo gęste ciała — często pozostałości po martwych gwiazdach. Rodzaj kompaktowego obiektu zależy głównie od masy gwiazdy (gwiazd), z której powstał.

Powstawanie

Jak już wspomniałem, gwiazdy zwarte powstają zwykle, gdy umiera stara gwiazda. Dzieje się tak, gdy ciśnienie promieniowania (ciśnienie wywierane przez promieniowanie elektromagnetyczne) z fuzji jądrowej nie może już zrównoważyć siły grawitacji. Dzięki temu gwiazda zapada się pod własnym ciężarem i następuje proces gwiezdnej śmierci.

Gwiazdy kompaktowe nie mają możliwości wytwarzania energii, ale będą – z wyjątkiem czarnych dziur – promieniować nadmiarem ciepła jeszcze długo po ich zapadnięciu się.

Białe karły

Nazywane również zdegenerowanymi karłami są najmniej skompresowanymi pozostałościami gwiezdnymi. Powstają z jąder gwiazd ciągu głównego, takich jak nasze Słońce. Gdy stygną, ciemnieją, aż w końcu stają się hipotetycznymi czarnymi karłami.

Białe karły składają się z tak zwanej materii zdegenerowanej elektronowo. Zdegenerowana materia to wymyślna nazwa materii tak gęstej, że atomy zaczynają rozpadać się na pojedyncze fermiony (elektrony, protony, neutrony i inne). Główną siłą powstrzymującą białe karły przed dalszym zapadaniem się jest zakaz Pauliego, który stwierdza, że ​​identyczne fermiony nie mogą zajmować tego samego stanu kwantowego – co oznacza, że ​​dwa elektrony o tych samych poziomach energii nie mogą zajmować tego samego miejsca w czasoprzestrzeni. Zdegenerowana materia elektronowa to zbiór dodatnio naładowanych jąder atomów unoszących się w morzu elektronów.

Istnieje limit masy obiektu zdegenerowanego elektronowo, a tym samym białych karłów. Jest to limit Chandrasekhara, powyżej którego ciśnienie degeneracji elektronów nie może powstrzymać obiektu przed dalszym zapadnięciem się. Teoretyczna granica wynosi około 1,44 M☉ (M☉ — masa Słońca) dla obiektów o składzie typowym dla białych karłów, jednak rzeczywista granica, biorąc pod uwagę ogólną teorię względności i z realistycznymi poprawkami kulombowskimi, wynosi około 1,38 M☉. Na tę granicę może dodatkowo wpływać skład chemiczny obiektu i jego rotacja.

Gwiazdy neutronowe

Podobnie jak białe karły one również powstają z jąder gwiazd — tym razem masywnych nadolbrzymów o całkowitej masie od 10 do 25 M☉.

Pod ciśnieniem obecnym w gwiazdach neutronowych większość protonów i elektronów łączy się tworząc neutrony (proces ten nazywa się odwrotnym rozpadem beta), stając się w ten sposób zdegenerowaną materią neutronową (czasami określaną jako neutronium).

Odpowiednikiem granicy Chandrasekhara dla zdegenerowanej materii neutronowej jest granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa wynosząca prawdopodobnie około 2,2-2,9 M☉. Powyżej tej granicy gwiazda neutronowa zapada się w czarną dziurę lub ewentualnie w gęstszą formę zdegenerowanej materii.

Bardzo ciekawym zjawiskiem są tzw. glicze (ang. glitch) — nagłe niewielkie wzrosty prędkości obrotowej gwiazdy neutronowej. Istnieje teoria, że ​​usterki są spowodowane przez trzęsienia gwiazd (odpowiednik trzęsień ziemi), które z kolei się zdarzają, ponieważ gdy gwiazda neutronowa powoli zwalnia, staje się bardziej kulista, ale ze względu na sztywność ich skorupy pojawiają się trzęsienia gwiazd, które uwalniają powstałe napięcie. Zaobserwowano również anty-glicze — nagłe spadki prędkości — ale obecnie nie mamy na nie wytłumaczenia.

Obawiam się, że będę musiał zostawić czarne dziury na kolejny artykuł.

Możecie się spodziewać kolejnego wydania — najprawdopodobniej o paradoksie mózgu Boltzmanna — w październiku. Do zobaczenia!