|
[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.Przypomina to równowagę balonu — tam istnieje równowaga między ciśnieniem powietrza wewnątrz, które stara się powiększyć balon, i napięciem gumowej powłoki, dążącej do zmniejszenia balonu.W gwiazdach utrzymuje się przez bardzo długi czas stan równowagi między ciśnieniem podtrzymywanym przez ciepło pochodzące z reakcji jądrowych a przyciąganiem grawitacyjnym.W końcu jednak gwiazda wyczerpuje swój zapaswodoru i innych paliw dla reakcji jądrowych.Paradoksalnie, im większy jest początkowy zapas paliwa, tym szybciej się wyczerpuje.Dzieje się tak, ponieważ im większą masę ma gwiazda, tym wyższa musi być jej temperatura wewnętrzna, by ciśnienie mogło zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne.A im wyższa temperatura, tym szybciej przebiegają jądrowe reakcje i szybciej zużywa się paliwo.Nasze Słońce dysponuje prawdopodobnie zapasem paliwa wystarczającym na jakieś pięć miliardów lat (znacznie mniej niż liczy sobie nasz wszechświat), ale gwiazdy o większej masie mogą zużyć swe paliwo w ciągu stu milionów lat.Kiedy rezerwy paliwa gwiazdy kończą się, gwiazda stygnie i ulega skurczeniu.Co może dziać się z nią dalej, zrozumiano dopiero pod koniec lat dwudziestych.W 1928 roku hinduski doktorant Subrahmanyan Chandrasekhar po-żeglował do Anglii, aby studiować w Cambridge pod kierunkiem brytyjskiego astronoma Sir Arthura Eddingtona, znanego eksperta w zakresie ogólnej teorii względności.(Według niektórych źródeł, na początku lat dwudziestych pewien dziennikarz zapytał Eddingtona, czy prawdą jest, że tylko trzej ludzie na świecie rozumieją teorię względności; po chwili zastanowienia Eddington odrzekł: “Próbuję zgadnąć, kim może być ten trzeci?") W trakcie podróży Chandrasekhar obliczył, jak wielka może być gwiazda, zdolna do przeciwstawienia się własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu, już po zużyciu paliwa jądrowego.Rozumował w sposób następujący: gdy gwiazda kurczy się, maleją odległości między cząstkami materii, zatem, jak wynika z zasady Pauliego, muszą mieć one bardzo różne prędkości.To powoduje wzrost odległości między nimi i rozszerzanie się gwiazdy.Możliwe jest zatem zachowanie stanu równowagi: promień gwiazdy nie zmienia się, ponieważ przyciąganie grawitacyjne zostaje zrównoważone przez odpychanie powstające zgodnie z zasadą wykluczania Pauliego, tak jak poprzednio było zrównoważone przez ciepło.Chandrasekhar uświadomił sobie jednak, że ciśnienie wytworzone zgodnie z zasadą wykluczania ma swoje granice.Z teorii względności wynika, że maksymalna różnica prędkości cząstek materii w gwieździe nie może przewyższyć prędkości światła.To oznacza, że gdy gęstość gwiazdy przekracza pewną wartość krytyczną, ciśnienie wynikające z zasady wykluczania staje się słabsze niż przyciąganie grawitacyjne.Chandrasekhar obliczył, iż zimna gwiazda o masie równej półtorej masy Słońca nie jest w stanie przeciwstawić się własnemu polu grawitacyjnemu.(Ta masa krytyczna jest znana jako graniczna masa Chandrasekhara).Do podobnych wniosków doszedł w tym samym mniej więcej czasie rosyjski uczony Lew Dawidowicz Landau.Z tych rezultatów wynikały poważne konsekwencje dla ostatecznego losu masywnych gwiazd.Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza od masy granicznej Chandrasekhara, to gwiazda w końcu przestaje się kurczyć i osiąga swój stan końcowy, stając się “białym karłem" o promieniowaniu paru tysięcy kilometrów i gęstości rzędu setek ton na centymetr sześcienny.Białe karły istnieją dzięki ciśnieniu elektronów, wynikającemu z zasady wykluczania.Zaobserwowano bardzo wiele takich gwiazd.Jednym z najwcześniej odkrytych karłów jest gwiazda krążąca wokół Syriusza, najjaśniejszej gwiazdy na niebie.Landau wskazał też, że gwiazda o maksymalnej masie w przybliżeniu dwa razy większej niż masa Słońca i promieniu znacznie mniejszym niż promień nawet białego karła może osiągnąć inny stan końcowy.Takie gwiazdy utrzymywane są w równowadze nie przez ciśnienie elektronów, lecz przez ciśnienie neutronów i protonów, wytworzone również zgodnie z zasadą wykluczania.Nazwano je gwiazdami neutronowymi.Ich promień wynosi około 15 kilometrów, a gęstość osiąga setki milionów ton na centymetr sześcienny.Kiedy po raz pierwszy stwierdzono możliwość istnienia gwiazd neutronowych, nie było jeszcze środków technicznych, które umożliwiłyby ich zaobserwowanie; nastąpiło to dopiero znacznie później.Z drugiej strony, gwiazdy o masie większej niż granica Chandrasekhara stoją — by tak rzec — przed poważnym problemem, gdy kończy się ich paliwo.Niektóre z takich gwiazd eksplodują albo udaje im się pozbyć części swojej materii i w ten sposób obniżają swą masę poniżej granicy Chandrasekhara, co pozwala im uniknąć zapadania się pod wpływem przyciągania grawitacyjnego.Trudno jednak uwierzyć, że dzieje się tak zawsze, bez względu na to, jak wielka jest masa gwiazd.Skąd gwiazda miałaby wiedzieć, że powinna pozbyć się nadwagi? A nawet jeśli wszystkie gwiazdy pozbywają się nadwyżki masy i unikają zapadnięcia się, to co stanie się w wypadku, gdy na powierzchnię białego karła lub gwiazdy neutronowej spadnie tyle materii, że całkowita masa stanie się większa od masy granicznej? Czy wtedy zapadnie się do stanu o nieskończonej gęstości?Eddington był tak zaszokowany tymi konsekwencjami, że odmówił przyjęcia do wiadomości wyników Chandrasekhara.Według niego było po prostu niemożliwe, by cała gwiazda skurczyła się do punktu [ Pobierz całość w formacie PDF ] |
Archiwum
|