Даже с учётом квантовых правил, управляющих Вселенной, существуют пределы того, что может выдержать материя. За этими пределами возникновение чёрных дыр неизбежно

 На этой фотографии 1947 года Альберт Эйнштейн и Дж. Роберт Оппенгеймер изображены вместе. В то время как Оппенгеймер впервые разработал уравнения, определяющие верхний предел массы нейтронных звёзд, Эйнштейн утверждал (и ошибался), что такого предела не существует. Предел Толмена-Оппенгеймера-Волкоффа остаётся важным ограничением массы в физике нейтронных звёзд и чёрных дыр. Возможно, отчасти именно из-за ранней, неблагоприятной оценки Минковского Эйнштейн стал для многих наставником, который впоследствии поддерживал его.
На этой фотографии 1947 года Альберт Эйнштейн и Дж. Роберт Оппенгеймер изображены вместе. В то время как Оппенгеймер впервые разработал уравнения, определяющие верхний предел массы нейтронных звёзд, Эйнштейн утверждал (и ошибался), что такого предела не существует. Предел Толмена-Оппенгеймера-Волкоффа остаётся важным ограничением массы в физике нейтронных звёзд и чёрных дыр. Возможно, отчасти именно из-за ранней, неблагоприятной оценки Минковского Эйнштейн стал для многих наставником, который впоследствии поддерживал его.

1930-е годы были захватывающим и противоречивым временем как для мировой экономики, так и для науки ядерной физики. Экономически Великая депрессия привела к росту безработицы, резкому падению мирового промышленного производства, внешней торговли, ВВП на душу населения и росту фашизма. Но на фоне этих геополитических событий в фундаментальной физике происходила очень маленькая революция: путешествие в атомное ядро. По всему миру физики собирали воедино кусочки головоломки ядерной физики, включая радиоактивность, открытие нейтрона, энергетический потенциал всей материи E = mc², а также физические процессы синтеза и деления.

До того как Дж. Роберт Оппенгеймер возглавил Манхэттенский проект, то есть разработку атомной бомбы, он был одним из многих учёных, изучавших последствия ядерной физики в самых экстремальных условиях, которые только можно себе представить: во время гравитационного коллапса самых массивных звёзд во Вселенной. В серии работ, опубликованных в конце 1930-х годов, Оппенгеймер вошёл в состав первой команды, которая определила предел массы ядра нейтронной звезды, которую оно может набрать до того, как оно полностью разрушится и превратится в то, что он тогда назвал «тёмной звездой», или, говоря современным языком, чёрной дырой.

Хотя он гораздо больше известен тем, что возглавил программу разработки ядерного оружия Соединённых Штатов, его наследие в области астрофизики продолжает жить и сегодня, являясь ключевым компонентом нашего понимания чёрных дыр и их образования. Вот история, которую вы не услышите в успешном байопике Кристофера Нолана «Оппенгеймер».

 На этом разрезе показаны различные области поверхности и внутренностей Солнца, включая ядро, в котором только и происходит ядерный синтез. Со временем водород расходуется, гелийсодержащая область в ядре расширяется, максимальная температура повышается, что приводит к увеличению энерговыделения Солнца. Баланс между гравитацией, тянущей внутрь, и радиационным давлением, тянущим наружу, определяет размер и стабильность звезды.
На этом разрезе показаны различные области поверхности и внутренностей Солнца, включая ядро, в котором только и происходит ядерный синтез. Со временем водород расходуется, гелийсодержащая область в ядре расширяется, максимальная температура повышается, что приводит к увеличению энерговыделения Солнца. Баланс между гравитацией, тянущей внутрь, и радиационным давлением, тянущим наружу, определяет размер и стабильность звезды.

Представьте себе звезду: огромное скопление материи, в которой преобладает водород со значительной долей гелия (плюс небольшое количество всех остальных элементов), а огромная сила гравитации неумолимо тянет эту массу внутрь. Важный вопрос, который долгое время не давал покоя физикам, был очень прост: почему эти объекты не разрушаются под действием гравитации?

Например, масса звезды, подобной нашему Солнцу, в ~300 000 раз больше массы Земли, но при этом плотность её тела лишь на четверть меньше плотности нашей планеты. Для того чтобы так было, должна существовать какая-то внутренняя сила, генерируемая внутри самого Солнца, которая успешно противостоит гравитации.

Что это может быть за сила? Это не может быть химическое горение, поскольку тогда время жизни Солнца измерялось бы тысячами лет, а не миллиардами, как того требуют многочисленные геологические свидетельства. Это не может быть гравитационное сжатие, так как низкая плотность Солнца не позволяет этого сделать. И это не может быть результатом постоянного пополнения запасов топлива, поскольку добавленная масса заметно изменила бы орбиты внутренних планет. В ядре звезды должна происходить какая-то новая реакция: реакция с участием ядерных сил.

 Наиболее простая и низкоэнергетическая версия протон-протонной цепочки, которая производит гелий-4 из исходного водородного топлива. Обратите внимание, что только слияние дейтерия и протона производит гелий из водорода; все остальные реакции либо производят водород, либо получают гелий из других изотопов гелия. Этот набор реакций происходит в недрах всех молодых, богатых водородом звёзд, независимо от их массы.
Наиболее простая и низкоэнергетическая версия протон-протонной цепочки, которая производит гелий-4 из исходного водородного топлива. Обратите внимание, что только слияние дейтерия и протона производит гелий из водорода; все остальные реакции либо производят водород, либо получают гелий из других изотопов гелия. Этот набор реакций происходит в недрах всех молодых, богатых водородом звёзд, независимо от их массы.

На это намекают два факта, собранные вместе:

  1. Состав Солнца и звёзд, состоящих в основном из водорода и во вторую очередь из гелия,

  2. Относительные массы ядер водорода и гелия, где одно ядро гелия-4 на самом деле примерно на 0,7% меньше по массе, чем четыре ядра водорода-1.

При экстремальных давлениях и температурах, создаваемых в ядре звезды, может произойти ряд ядерных реакций, которые приведут к цепной реакции, в результате которой ядра водорода превратятся в ядра гелия, высвобождая при этом энергию — через эйнштейновское E = mc² — в процессе.

Эта высвободившаяся энергия, как выяснили многие учёные, могла бы обеспечить огромное давление внешнего излучения, заставляя Солнце (и большинство звёзд) светить в течение очень долгих периодов времени, включая миллиарды лет или даже больше, и одновременно удерживая звезду (в том числе и Солнце) от гравитационного коллапса. В то время как большинство учёных, работавших над этой проблемой, стремились разобраться в происходящих ядерных реакциях во всех мельчайших подробностях, Оппенгеймера больше интересовал другой аспект проблемы: что произойдёт со звездой, когда она полностью исчерпает ядерное топливо, которое она сжигала, чтобы удержаться от гравитационного коллапса?

 Солнце, когда оно превратится в красного гиганта, станет похожим по размеру на Арктур. Антарес больше похож на сверхгигантскую звезду и намного больше, чем наше Солнце (или любые звёзды, похожие на Солнце), когда-либо станет. Несмотря на то что красные гиганты выделяют гораздо больше энергии, чем наше Солнце, они более холодные и излучают более низкую температуру на своей поверхности. В их ядрах, где происходит синтез гелия, температура может достигать десятков миллионов К.
Солнце, когда оно превратится в красного гиганта, станет похожим по размеру на Арктур. Антарес больше похож на сверхгигантскую звезду и намного больше, чем наше Солнце (или любые звёзды, похожие на Солнце), когда-либо станет. Несмотря на то что красные гиганты выделяют гораздо больше энергии, чем наше Солнце, они более холодные и излучают более низкую температуру на своей поверхности. В их ядрах, где происходит синтез гелия, температура может достигать десятков миллионов К.

Оппенгеймер знал часть истории: без источника топлива, способного продолжать генерировать излучение, гравитация возьмёт верх, и ядро звезды начнёт сжиматься. Любая физическая система, которая начнёт быстро сжиматься — без достаточного времени для теплообмена между внутренней и внешней средой, — будет увеличивать свою температуру, поскольку то же самое количество общего тепла сжимается во всё меньший и меньший объём.

Благодаря современным представлениям из области ядерной физики мы знаем, что повышение температуры богатого гелием ядра массивной звезды приведёт к началу гелиевого синтеза: процесса слияния трёх атомов гелия-4 в возбуждённое состояние углерода-12, в результате которого высвобождается ещё больше энергии, чем при слиянии водорода с гелием ранее. Звёзды, более или менее массивные, как наше Солнце, в конце концов начнут синтез из гелия, но это лишь отодвигает неизбежную проблему чуть дальше в будущее: что произойдёт, когда у звезды закончится гелиевое топливо в ядре?

В конце концов, опять же, излучение будет слабеть, и ядро начнёт гравитационно сжиматься, нагреваясь ещё больше.

 Высасывая массу у звезды-компаньона, звёздный труп, такой, как белый карлик, может в конце концов накопить достаточно материала для термоядерного взрыва, приводящего к сверхновой. Только если сам белый карлик превысит критический порог массы, предел Чандрасекхара, произойдёт сверхновая типа Ia. Возможно, этот тип засасывания массы не является основным путём для возникновения таких сверхновых, а скорее основным триггером может быть слияние двух белых карликов.
Высасывая массу у звезды-компаньона, звёздный труп, такой, как белый карлик, может в конце концов накопить достаточно материала для термоядерного взрыва, приводящего к сверхновой. Только если сам белый карлик превысит критический порог массы, предел Чандрасекхара, произойдёт сверхновая типа Ia. Возможно, этот тип засасывания массы не является основным путём для возникновения таких сверхновых, а скорее основным триггером может быть слияние двух белых карликов.

Некоторые звезды, например наше Солнце, не нагреваются настолько, чтобы инициировать дальнейшие реакции ядерного горения, и тогда ядро, состоящее в основном из таких элементов, как углерод и кислород (который может образоваться при слиянии атома углерода с атомом гелия), просто сжимается и сжимается, пока не сможет сжиматься дальше. Существует предел того, насколько сильно звезда может сжаться, установленный не давлением теплового излучения живой звезды, а квантово-механическим эффектом: давлением вырождения электронов, плавающих в море атомных ядер.

Поскольку два электрона – как и все частицы, известные как фермионы, — не могут занимать одно и то же квантовое состояние (это запрещает принцип исключения Паули), такие типы звёздных останков могут противостоять гравитационному коллапсу. Эти звёздные останки будут представлять собой физические объекты с более высокими температурами и плотностью в ядрах, чем на окраинах, и соответствовать тому типу небесных тел, которые сегодня мы называем «белыми карликами».

Однако должен существовать предел того, насколько массивным может быть белый карлик, так как после определённой массы размер белого карлика, согласно прогнозам, будет стремиться к нулю, что является совершенно нефизическим значением. При достижении критической плотности либо должны происходить дальнейшие ядерные реакции, либо белый карлик должен разрушиться ещё больше, что приведёт к образованию чёрной дыры. Этот предел массы был впервые разработан Субрахманьяном Чандрасекаром в 1930 году и с тех пор известен как предел массы Чандрасекара.

Во внутренних областях звезды, пережившей сверхновую с коллапсом ядра, в ядре начинает формироваться нейтронная звезда, а внешние слои сталкиваются с ней и вступают в собственные реакции термоядерного синтеза. При этом образуются нейтроны, нейтрино, радиация и огромное количество энергии, причём нейтрино и антинейтрино уносят большую часть энергии сверхновой с коллапсом ядра. Станет ли остаток нейтронной звездой или чёрной дырой, в конечном счёте, зависит от того, сколько массы осталось в ядре во время этого процесса.
Во внутренних областях звезды, пережившей сверхновую с коллапсом ядра, в ядре начинает формироваться нейтронная звезда, а внешние слои сталкиваются с ней и вступают в собственные реакции термоядерного синтеза. При этом образуются нейтроны, нейтрино, радиация и огромное количество энергии, причём нейтрино и антинейтрино уносят большую часть энергии сверхновой с коллапсом ядра. Станет ли остаток нейтронной звездой или чёрной дырой, в конечном счёте, зависит от того, сколько массы осталось в ядре во время этого процесса.

Но Оппенгеймер решил рассмотреть другой аспект этой проблемы: что произойдёт с самыми массивными звёздами — теми, где температура и плотность поднялись до произвольных высот после сгорания водородного и гелиевого топлива?

Детальный ответ на этот вопрос появится только спустя несколько десятилетий. Когда достаточно массивное углеродное ядро звезды сжимается, оно становится достаточно горячим, чтобы начать синтез из углерода, в результате которого образуются такие элементы, как неон. Когда ядро сжимается и нагревается, неон сгорает при ещё более высоких температурах, фотодезинтегрируясь (разлетаясь на части под действием высокоэнергетического фотона) в кислород. И снова ядро сжимается и повышает температуру, что приводит к слиянию кислорода с образованием таких элементов, как кремний и сера. Когда ядро ещё больше сжимается, исчерпав свой кислород, происходит горение кремния, в результате которого за счёт захвата гелия образуются другие элементы: сера, аргон, кальций, титан, хром, железо и никель. В этот момент ядро становится инертным, и вскоре появляется сверхновая с коллапсирующим ядром.

Белый карлик, нейтронная звезда или даже странная кварковая звезда — все они по-прежнему состоят из фермионов. Давление вырождения Паули помогает удержать звёздный остаток от гравитационного коллапса, предотвращая образование чёрной дыры. Внутри самых массивных нейтронных звёзд, как полагают, существует экзотическая форма материи — кварк-глюонная плазма, температура которой достигает ~1 триллиона (10^12) К.
Белый карлик, нейтронная звезда или даже странная кварковая звезда — все они по-прежнему состоят из фермионов. Давление вырождения Паули помогает удержать звёздный остаток от гравитационного коллапса, предотвращая образование чёрной дыры. Внутри самых массивных нейтронных звёзд, как полагают, существует экзотическая форма материи — кварк-глюонная плазма, температура которой достигает ~1 триллиона (10^12) К.

Хотя Оппенгеймер не знал этих подробностей, он пришёл к важному пониманию. Какие бы ядерные реакции ни происходили, в конечном счёте они натолкнулись бы на предел: предел того, что всё ядро звезды будет вести себя как одно единственное атомное ядро, и у него неизбежно будет предел того, насколько массивным оно может быть. Если сжать протон и электрон при достаточно высоких температурах и давлениях, он превратится в нейтрон в результате процесса захвата электрона, излучив впоследствии призрачное нейтрино.

Прогресс на этом фронте был достигнут исключительно быстро: Джеймс Чедвик экспериментально открыл нейтрон в 1932 году, а уже в следующем году Уолтер Бааде и Фриц Цвикки (да-да, тот самый Фриц Цвикки, прославившийся тёмной материей) предположили, что нейтронные звёзды будут образовываться в результате смертельного коллапса массивной звезды.

Именно этой проблемой был одержим Оппенгеймер в 1930-х годах: возьмите нейтронную звезду, сколь угодно массивную, и сожмите её любым способом. Добавьте ей массу, уменьшите её объём, просто соберите в одном месте больше вещества нейтронной звезды и т. д. В какой-то момент вы столкнётесь с тем же пределом, который Чандрасекхар установил для белых карликов, но для нейтронных звёзд.

 В последние мгновения слияния две нейтронные звезды испускают не просто гравитационные волны, а катастрофический взрыв, эхо которого разносится по всему электромагнитному спектру. Образуется ли при этом стабильная нейтронная звезда или чёрная дыра (как при слиянии 2019 года), или нейтронная звезда, которая затем превратится в чёрную дыру (как при слиянии 2017 года), будет зависеть от таких факторов, как общая масса нейтронных звёзд-предшественниц и их суммарное вращение.
В последние мгновения слияния две нейтронные звезды испускают не просто гравитационные волны, а катастрофический взрыв, эхо которого разносится по всему электромагнитному спектру. Образуется ли при этом стабильная нейтронная звезда или чёрная дыра (как при слиянии 2019 года), или нейтронная звезда, которая затем превратится в чёрную дыру (как при слиянии 2017 года), будет зависеть от таких факторов, как общая масса нейтронных звёзд-предшественниц и их суммарное вращение.

Оппенгеймер, основываясь на предыдущей работе Ричарда Толмана и работая в сотрудничестве с Джорджем Волкоффом, рассудил, что в дело должен вступать один и тот же физический эффект. Группа нейтронов, протонов или электронов не имеет значения, поскольку все они — фермионы, и все они подчиняются принципу исключения Паули: никакие два из них, находясь в одном и том же месте в одно и то же время, не могут занимать одно и то же квантовое состояние. Это создаёт давление вырождения, которое выталкивает их наружу, не позволяя звёздным останкам — будь то нейтронная звезда или белый карлик — превысить определённое критическое значение массы.

Уравнение, определяющее максимальное значение массы для простейшей модели нейтронной звезды, холодной и невращающейся, было впервые разработано Оппенгеймером и Волковым и сегодня известно как предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова, или просто предел TOV. Если принять во внимание современную ядерную физику и физику частиц, включая тот факт, что нейтроны являются составными частицами, состоящими из более фундаментальных кварков и глюонов, и управляются сильными ядерными силами, те же самые уравнения и подход, которые Оппенгеймер и Волков использовали в 1939 году, используются и сегодня: максимально возможная масса невращающейся нейтронной звезды составляет примерно 2,2-2,9 солнечных масс.

 Самый актуальный график всех чёрных дыр и нейтронных звёзд, наблюдаемых как электромагнитно, так и с помощью гравитационных волн, по состоянию на ноябрь 2021 года (после окончания третьего цикла LIGO, но до начала четвёртого). Хотя эти объекты включают в себя от чуть более 1 солнечной массы для самых лёгких нейтронных звёзд до чуть более 100 солнечных масс для чёрных дыр после слияния, гравитационно-волновая астрономия в настоящее время чувствительна только к очень узкому набору объектов. Все ближайшие чёрные дыры до открытия Gaia BH1 в ноябре 2022 года были обнаружены как рентгеновские бинары. Массовая «граница» между нейтронными звёздами и чёрными дырами всё ещё определяется.
Самый актуальный график всех чёрных дыр и нейтронных звёзд, наблюдаемых как электромагнитно, так и с помощью гравитационных волн, по состоянию на ноябрь 2021 года (после окончания третьего цикла LIGO, но до начала четвёртого). Хотя эти объекты включают в себя от чуть более 1 солнечной массы для самых лёгких нейтронных звёзд до чуть более 100 солнечных масс для чёрных дыр после слияния, гравитационно-волновая астрономия в настоящее время чувствительна только к очень узкому набору объектов. Все ближайшие чёрные дыры до открытия Gaia BH1 в ноябре 2022 года были обнаружены как рентгеновские бинары. Массовая «граница» между нейтронными звёздами и чёрными дырами всё ещё определяется.

Как современные предсказания, выросшие из работы Оппенгеймера, согласуются с лучшими современными наблюдениями нейтронных звёзд? Выдающимся образом. Я бы посоветовал всем, кто интересуется предельными размерами нейтронных звёзд, не обращаться к списку самых массивных нейтронных звёзд в Википедии, поскольку в этом списке преобладают нейтронные звезды с существенными погрешностями в массе (и расстоянии), а обратить внимание на следующие три чрезвычайно точных наблюдения.

  1. Самой массивной нейтронной звездой с точным измерением расстояния и массы является миллисекундный пульсар PSR J0740+6620, который, несмотря на своё быстрое вращение, имеет очень хорошо измеренную массу 2,08 масс Солнца с погрешностью всего около 3% от этого значения: чуть ниже предела TOV.

  2. В 2017 году коллаборация LIGO-Virgo наблюдала первое в истории слияние нейтронной звезды с нейтронной звездой: GW170817, где суммарная масса нейтронных звёзд-предшественниц составляла около 2,75 масс Солнца. Они образовали (возможно, быстро вращающуюся) нейтронную звезду, которая просуществовала менее секунды, а затем сколлапсировала в чёрную дыру.

  3. А в 2019 году коллаборация LIGO-Virgo наблюдала второе из когда-либо наблюдавшихся слияний нейтронной звезды с нейтронной звездой, но с более высокой объединённой массой — 3,3-3,7 солнечных масс: GW190425. На этот раз остаток после слияния сразу превратился в чёрную дыру, что указывает на отсутствие посредника в виде нейтронной звезды.

 Компьютерная симуляция нейтронной звезды показывает, как заряженные частицы разлетаются под действием необычайно сильных электрических и магнитных полей нейтронной звезды. Возможно, нейтронная звезда сформировалась внутри остатка SN 1987A, но регион всё ещё слишком пыльный и богатый газом, чтобы «импульсы» могли просочиться наружу.
Компьютерная симуляция нейтронной звезды показывает, как заряженные частицы разлетаются под действием необычайно сильных электрических и магнитных полей нейтронной звезды. Возможно, нейтронная звезда сформировалась внутри остатка SN 1987A, но регион всё ещё слишком пыльный и богатый газом, чтобы «импульсы» могли просочиться наружу.

Найти нейтронную звезду с самой высокой массой и чёрную дыру с самой низкой массой — задача не из лёгких, поскольку определить свойства этих объектов очень сложно из-за их относительной редкости (по сравнению со звёздами), расстояния (обычно тысячи световых лет от нас или больше), низкой или даже нулевой яркости, а также того, что экстремальные объекты — нейтронные звёзды с самой высокой массой и чёрные дыры с самой низкой массой — встречаются крайне редко. Тем не менее, благодаря постоянно совершенствующимся технологиям определения времени пульсаров, открытию новых нейтронных звёзд в пределах Млечного Пути и появлению новых примеров слияния нейтронной звезды с нейтронной звездой, мы можем приблизиться к открытию предельной массы нейтронной звезды/чёрной дыры, а также её спиновой зависимости.

Ведь когда Оппенгеймер цитирует «Бхагавадгиту» и говорит: «Теперь я стал Смертью, разрушителем миров», он с тем же успехом мог сказать так обо всех нейтронных звёздах, которые существовали или могли бы существовать, но оказались слишком массивными, чтобы сделать что-то ещё, кроме как сколлапсировать, достигнув сингулярности.

Комментарии (32)


  1. Grey83
    06.06.2024 10:50

    В подписи к первой фотографии:

    Предел Толмена-Оппенгеймера-Волкоффа

    Далее по тексту уже Волков.


  1. Revertis
    06.06.2024 10:50
    +1

    А как получилось, что самый массивный объект нашей Солнечной Системы, собрался из самых лёгких элементов? По идее, для того, чтобы стягивать лёгкие газы из протопланетного диска, уже надо обладать достаточной гравитацией, то есть массой. Значит в центре Солнца вроде как должен быть твёрдый кусок - основа, на которую слетались газы. Разве нет?


    1. CrazyElf
      06.06.2024 10:50
      +2

      А как в других системах звёзды образуются? Облако газа вращается и сжимается собственной гравитацией. Не нужно ничего твёрдого. У облака газа есть центр масс, куда всё и притягивается гравитацией.


      1. Revertis
        06.06.2024 10:50
        +1

        То есть вся пыль крутится-вертится, но к центру масс стекается только самый лёгкий газ, а не более тяжёлая пыль, которая вроде как тоже создаёт этот центр масс? Как-то я плохо представляю себе этот процесс :(


        1. Ellarihan
          06.06.2024 10:50
          +3

          Дело в том, что элементов тяжелее водорода и гелия во вселенной очень мало. То есть центр сжимающегося облака в любом случае будет на 99,7 состоять из водорода и гелия. А после того, как протозвезда зажигается она давлением света и звёздного ветра выдувает из ближайщих областей все лёгкие элементы. Остаются только тяжёлые из которых и формируются планеты.


        1. ExiveR
          06.06.2024 10:50
          +1

          Из-за вращения более тяжёлые элементы наоборот будут выброшены наружу - на этом принципе основан старый аппарат по сортировке монет. А газ, набрав массу, начнет сильнее притягивать за счёт гравитации больше газа и в конечном итоге вспыхнет


    1. Popadanec
      06.06.2024 10:50

      Каждый атом обладает массой и соответственно гравитацией. Облако газа, будет стягиваться само в себя, из за этой микро гравитации, постепенно нагреваясь из за сжатия и в конце концов вспыхнет новая звезда.


      1. Revertis
        06.06.2024 10:50

        А более тяжёлые атомы не будут стягиваться разве?


        1. Ellarihan
          06.06.2024 10:50

          Все атомы в облаке находятся в состоянии свободного падения, а его траектория не зависит от массы падающего тела. Условно, так как всё таки масса облака сильно больше, чем масса одной частицы.


          1. Revertis
            06.06.2024 10:50

            1. Popadanec
              06.06.2024 10:50

              Лёгкие быстрее собираются. Тяжёлые остаются снаружи. Из них потом планеты лепят. Что то конечно попадает, но весьма незначительный процент, которым можно пренебречь.


              1. Revertis
                06.06.2024 10:50

                Лёгкие быстрее собираются.

                Почему? Разве между более тяжёлыми гравитация не сильнее?

                Тяжёлые остаются снаружи. Из них потом планеты лепят.

                Так почему тогда на Земле так много того же водорода? Как он тут остался?


                1. Popadanec
                  06.06.2024 10:50

                  У лёгких меньше инерция, им легче изменить орбиту и погасить энергию.

                  Планеты вероятно формируются одновременно со звездой из того же материала. Естественно что то они успевают ухватить. Юпитер к примеру уже достаточно далеко от Солнца и возможно начал формироваться раньше других планет, вот оттого такой жирный.


    1. V_Scalar
      06.06.2024 10:50

      Тяжёлых элементов просто не было.

      В ранней вселенной в результате бариогенеза образовались только лёгкие элементы водород, гелий, из них образовались звёзды. А уже в недрах звёзд синтезировались тяжёлые элементы под воздействием большого давления и температуры. Эти первичные звёзды взорвались и выбросили тяжёлые элементы


      1. Revertis
        06.06.2024 10:50

        Правильно. Потом было пылевое облако нашей Системы, где как-то собралось Солнце только из лёгких элементов, а планеты из тяжёлых. Кто просеивал элементы? (Ни на что не намекаю, я атеист.)


        1. V_Scalar
          06.06.2024 10:50

          Ещё есть такая теория что вещество собралось там где было скопление тёмной материи. Теперь считается что это аксион - частица легче нейтрино в миллионы раз. Вот это загадка как такие лёгкие подвижные(со скоростью света) частицы можно сконденсировать в одном месте?

          Газопылевое облако, из которого сформировалась Солнечная система, по массе приблизительно на 75% состояло из водорода, на 25% из гелия и содержало значительно меньше 0,1% более тяжёлых элементов, поэтому почти всё в нашей системе должно бы состоять из лёгких элементов.

          Состав Солнца
          Состав Солнца

          Состав Солнца

          Протозвёздное облако служило неким подобием сепаратора, в котором тяжёлые элементы оседали в центре, а более лёгкие оказывались во внешней части системы, при этом сепарация не была полной, часть тяжёлых элементов оставалась во внешних областях облака.

          -2
          -2

          В конечном счёте в Солнце сосредоточилось 99,86% от всей массы Солнечной системы и именно в его ядре осела большая часть тяжёлых элементов. Планеты же формировались из остатков вещества, в которых были приблизительно те же пропорции водорода, гелия и тяжёлых элементов, как и в протозвёздном облаке.


          1. Revertis
            06.06.2024 10:50

            А в статье говорится, что "Состав Солнца и звёзд, состоящих в основном из водорода и во вторую очередь из гелия". Отсюда и моё непонимание, как так получилось, что Солнце состоит из лёгких газов, а "камни" собрались в планеты? Логичнее выглядит идея о том, что у Солнца есть твёрдое и тяжёлое ядро из тех же тяжёлых элементов, из того же облака.


        1. bbs12
          06.06.2024 10:50
          +1

          Солнце только из лёгких элементов, а планеты из тяжёлых. Кто просеивал элементы?

          Это Юпитер-то из тяжелых? Чтобы накопить вокруг себя водород, изначальная затравка должна быть достаточно массивной. Земля и прочие твердые планеты не могут накопить много водорода - он улетает из-за низкой гравитации. А у Юпитера была большая затравка - там в центре по сути твердая планета в разы тяжелее Земли.


          1. Revertis
            06.06.2024 10:50

            Ну не, Юпитер, понятное дело, исключение.


          1. Popadanec
            06.06.2024 10:50

            Точки первоначального притяжения(те что раньше сформировались(Солнце, Юпитер, Сатурн) и работали как гравитационный сепаратор. Потому на Меркурии, Венере и Марсе вообще голяк с водородом и только на Земле условия гравитационного равновесия между Солнцем и Юпитером, позволило оставить немного водорода, который в следствии реакций окислился с кислородом.

            И от чего водород будет улетать? Снаружи такое же облако, только пожиже. Прилетает в любом случае куда больше чем улетает. Постепенно всё сгущалось до образования ядерной реакции и постепенно весь водород что не пропылесосили планеты гиганты, выдуло солнечным ветром, создав условия для формирования других облаков.


    1. bbs12
      06.06.2024 10:50
      +1

      Значит в центре Солнца вроде как должен быть твёрдый кусок - основа

      В состав Солнца входит около 2% элементов тяжелее водорода и гелия. 2% от массы Солнца - это примерно 6000 масс Земли. Нормальный твердый кусок получается.


      1. Revertis
        06.06.2024 10:50

        Вооот, ради этого я и задавал свой вопрос. Спасибо! Теперь всё сходится.


        1. Popadanec
          06.06.2024 10:50

          Он не вдруг случился. Солнце как и любая другая звезда, чёрная дыра, планета и т.д. поглощает массу. Только на Землю сегодня падает пару тысяч тонн вещества в год. А сейчас система относительно чистая и планеты гиганты вместе с Солнцем, притягивают львиную часть себе.


    1. CBET_TbMbI
      06.06.2024 10:50
      +1

      В Солнце много тяжёлых элементов. Их там больше, чем во всех планетах вместе взятых.

      Тут, надо задавать другой вопрос: почему на многих планетах так мало лёгких элементов. И ответ прост: их сдуло Солнце. Планеты-гиганты ещё смогли удержать водород и гелий своей гравитацией, а более мелкие планеты практически нет. Солнечный ветер сдул.


  1. Earthsea
    06.06.2024 10:50
    +4

    Хотя перевод настолько кривой, что местами очень тяжело читается - видно что оригинал статьи по всей видимости очень хороший. В популярной литературе почему-то часто не указываются причины, почему все-таки звезда после выработки топлива коллапсирует, почему она может взорваться, почему запускается гелиевый синтез, эти события просто перечисляются и констатируются. А надо всего-то пару предложений добавить.

    То, что все это открыто еще в 1930 годах, конечно, ломает все стереотипы об этом времени. Паровой "Олимпик", брат-близнец "Титаника", ходит по маршруту. Германские парусные барки возят уголь, те самые которые после войны станут "Крузенштерном", "Товарищем" и другими. Практически все самолеты - бипланы. Железные дороги на паровой тяге. Фотографируют на фотопластинки фотоаппаратом-гармошкой, отсчитывая время выдержки.


    1. tooler
      06.06.2024 10:50

      В сороковых были попытки сделать зеркальную камеру, но, похоже, tlr камеры были современными и в 1960. Хотя так на вид их дизайну лет 100.


  1. nickolas059
    06.06.2024 10:50

    Побуду немного занудой, извините. На 5той картинке про звезду компаньона лучше вместо "высасывания" писать аккреция вещества с одной звезды на другую. Понимаю, что могят6и так, по-бытовому, но лучше придерживаться правильных формулировок. Моё имхо.

    И есть вопрос: при сильной металличности звёзды и синтеза элементов типа: сера, аргон, кальций, титан, хром, железо и никель... есть ли какое-то химическое взаимодействие между атомами, окисление, например. Я так понимаю, что нет. А мой вопрос, почему не происходит химических реакций?


    1. Ellarihan
      06.06.2024 10:50
      +3

      Потому что при звёздных температурах атомы ионизированны и ни о каких химических реакциях не может быть и речи.


    1. MichaelBorisov
      06.06.2024 10:50
      +2

      Химические реакции, возможно, и происходят. Но характерная энергия химической связи - единицы электронвольт, а характерная энергия теплового движения ионов в ядре звезды - десятки килоэлектронвольт. При первом же столкновении образовавшейся молекулы с какой-нибудь другой частицей плазмы химическая связь будет разорвана, будто ее и не было.


      1. nickolas059
        06.06.2024 10:50

        Спасибо, теперь стало гораздо понятнее! Я вроде бы догадывался об этом, но не был уверен


    1. nickolas059
      06.06.2024 10:50

      Кстати, элементы, тяжелее железа не синтезируются в звёздах нуклеосинтезом. Там надо взрыв сверхновых или нейтронных звезд. Спасибо


  1. janatem
    06.06.2024 10:50

    плотность её тела лишь на четверть меньше плотности нашей планеты

    Здесь неправильно — не «на четверть меньше», а «составляет четверть», то есть в четыре раза меньше.