Qora tuynuklar qanday paydo boʻladi

Ulkan yulduz yadrosi qanday qilib oʻz ustiga qulab, koinotdan uzilib qolishi

Qadamma-qadam

Mahkum gigant

Quyosh massasidan taxminan 20 marta ogʻir yulduzlar umrini shunchalik katta va zich yadro bilan tugatadiki, odatdagi oʻta yangi yulduz portlashi boshlanishi qiyinlashadi. Kompyuter modellari ularning anchagina qismi umuman portlamasligini koʻrsatadi.

Bu yulduz 22 million yorugʻlik yili uzoqlikdagi NGC 6946 galaktikasida joylashgan, taxminan 25 Quyosh massali qizil oʻta gigant N6946-BH1 asosida yaratilgan. Gʻoyib boʻlish hollarini qidirib minglab shunday yulduzlarni kuzatgan astronomlar uni 2009-yilda qoʻlga tushirdi.

Tashqaridan u boshqa shishgan, sovuq oʻta gigantlardan farq qilmaydi: yadrosi nima qilmoqchi ekanidan hech narsa darak bermaydi.

Yadro bardosh bermaydi

Oʻta yangi yulduzdagi kabi temir yadro chorak soniyada qulab, orqaga sakraydi va kengligi taxminan 30 km boʻlgan neytron yulduz hosil boʻladi. Zarba toʻlqini yoʻlga chiqadi va toʻxtab qoladi.

Hammasi oddiy oʻta yangi yulduzdagidek boshlanadi: elektronlari koʻtarolmaydigan darajada ogʻir temir yadro oʻz ustiga qulaydi va atom yadrosining zichligiga yetganda qotadi. Yangi neytron yulduz hali shishgan va qaynoq boʻlib, neytrinolar sochadi.

Sakrashdan chiqqan zarba toʻlqini bir necha yuzdan bir soniyada energiyasini yoʻqotadi va har qanday shunday qulashdagidek markazdan taxminan 150 km uzoqda toʻxtaydi. Keyin nima boʻlishi yulduz portlash-portlamasligini hal qiladi.

Koʻtarib boʻlmas yuk

Bu yerda neytrinolar zarba toʻlqinini qayta jonlantira olmaydi. Gaz neytron yulduz ustiga yogʻishda davom etadi va u taxminan bir soniyada Quyosh massasining 1,8 baravaridan 2,3 baravarigacha ogʻirlashadi.

Eng zich yadrolarda gaz shunchalik tez tushadiki, neytrinolarning qizdirishi zarba toʻlqinini qaytadan tashqariga itara olmaydi. Toʻlqin orqaga choʻkadi va yulduzning ichki qatlamlari neytron yulduz ustiga yorugʻlik tezligining deyarli yarmi bilan quyiladi.

Neytron yulduzni atom yadrolaridek zich joylashgan neytronlarining bosimi ushlab turadi. Bu bosimning chegarasi bor: maʼlum boʻlgan eng ogʻir neytron yulduz PSR J0952-0607 Quyosh massasining 2,35 baravariga teng va undan ancha ogʻirrogʻi boʻlishi kutilmaydi.

Soniyaning har oʻndan biri yana massa qoʻshadi. Neytron yulduzning vaqti tugab bormoqda.

Chegaradan oʻtib

Endi hech qanday kuch uni ushlab turolmaydi: u taxminan oʻn mingdan bir soniyada qulaydi. Uning markazida ufq paydo boʻlib, tashqariga qarab oʻsadi va qulayotgan sirtga aynan u ufqning soʻnggi kattaligidan oʻtayotganda yetib oladi.

Bu umumiy nisbiylik nazariyasi aniq tasvirlaydigan eng oddiy qulash boʻlib, uni 1939-yilda Robert Oppengeymer va Xartlend Snayder hisoblab chiqqan. Ufq yulduz moddasi oʻz sirtida yaratadigan narsa emas: u yorugʻlik endi chiqib keta olmaydigan sohaning chegarasi boʻlib, markazda nuqta sifatida boshlanadi.

Sirt ichkariga oʻtgach, yulduzdan hech narsani boshqa hech qachon koʻrib boʻlmaydi. Uning moddasi markaz sari tushishda davom etadi, umumiy nisbiylik nazariyasi u yerda singulyarlikni bashorat qiladi: hozirgi fizika qonunlarimiz ishlamay qoladigan nuqtani.

2,3 Quyosh massali neytron yulduz uchun ufq oxir-oqibat taxminan 14 km kenglikka ega boʻladi.

Qotgan, qizargan, yoʻqolgan

Uzoqdan qaraganda sirt ufqqa yaqinlashgan sari sekinlashib, unga hech qachon toʻliq yetib bormayotgandek koʻrinadi. Uning yorugʻligi qizarib, xiralashadi va soniyaning mingdan birida koʻrgulik hech narsa qolmaydi.

Ufq yaqinida vaqt uzoqdan qaraganda cheksiz choʻziladi va tashqariga chiqayotgan yorugʻlik tobora koʻproq energiya yoʻqotadi. Shuning uchun uzoqdagi kuzatuvchi qulash deyarli toʻxtab qolganini, yulduz ufqning shundoq tashqarisida qotib qolganini koʻradi. Ammo qotgan yulduz koʻrinmaydi: uning yorugʻligi har oltmish milliondan bir soniyada taxminan uch baravar xiralashadi.

Qora tuynukka tushayotgan odam koinotning butun kelajagi koʻz oldidan zuvillab oʻtishini koʻradi, degan mashhur daʼvoning haqiqati shu. Koʻrmaydi: tushayotgan sayyoh ufqni oʻz vaqtining bir lahzasida kesib oʻtadi va u yerda hech qanday alohida narsani koʻrmaydi. Uning oʻtganini hech qachon faqat uzoqdagi kuzatuvchilar koʻrmaydi.

Yulduz gʻoyib boʻladi

Yadroning qolgan qismi bir soat ichida ichkariga tushadi va tuynuk taxminan oʻn Quyosh massasigacha oʻsadi. Yulduzning boʻsh ushlangan tashqi qatlamlari oylar davomida xira porlab uzoqlashadi; keyin koʻrgulik hech narsa qolmaydi.

Neytrinolar shunchalik koʻp energiya olib ketadiki, yulduz toʻsatdan Quyosh massasining bir necha oʻndan biriga yengillashadi. Tortishish zoʻrgʻa ushlab turgan tashqi qatlamlari tortishish boʻshaganini sezib, xira porlab uzoqlashadi: tashqaridan nimadir boʻlganining yagona belgisi.

Astronomlar 2009-yilda aynan shuni koʻrdi: N6946-BH1 bir necha oy davomida taxminan million Quyoshdek porladi, keyin soʻndi. 2015-yilga kelib Hubble 25 Quyosh massali yulduz turgan joyda koʻrinadigan yorugʻlikda hech narsa topolmadi. Faqat iliq changning xira infraqizil nuri qoldi.

Bu yulduzning toʻgʻridan-toʻgʻri qora tuynukka qulashining hozircha eng yaxshi misoli, ammo astronomlar buni boshqa biror narsa tushuntira olmasligini hali tekshirmoqda.

Qora tuynuk

Qora doira uning soyasi boʻlib, ufqdan taxminan ikki yarim baravar keng, chunki juda yaqin kelgan yorugʻlik tutib qolinadi. Uning shundoq tashqarisida orqadagi yulduzlar yorugʻligi halqalarga egiladi; soyaga yopishgan ingichka yorqin halqa qochib chiqishdan oldin tuynukni aylanib oʻtgan yorugʻlikdir.

Yulduzdan faqat massasi, aylanishi va elektr zaryadi qoladi: qora tuynukning sirti ham, uni ajratib turadigan boshqa hech narsasi ham yoʻq. Massasi va aylanishi bir xil boʻlgan ikki qora tuynuk aynan bir xil.

Galaktikamizda shu yoʻl bilan paydo boʻlgan yuz millionga yaqin qora tuynuk boʻlishi kerak. Ularning koʻpchiligi yolgʻiz va qorongʻi, ularni topish deyarli imkonsiz.

Qoʻshnidan oziqlanish

Yaqin hamrohi bor qora tuynuk undan gazni tortib, disk hosil qilishi mumkin. Millionlab darajagacha qizigan disk rentgen nurlarida porlaydi: birinchi topilgan qora tuynuk Oqqush X-1 oʻzini shunday oshkor qilgan.

Oqqush X-1 — 7 200 yorugʻlik yili uzoqlikda, taxminan 41 Quyosh massali havorang oʻta gigant atrofida aylanayotgan 21 Quyosh massali qora tuynuk. Uning rentgen nurlari 1964-yilda topilgan, 1970-yillar boshida esa hamroh orbitasi koʻrinmas sherikning qora tuynukdan boshqa narsa boʻlishi uchun juda ogʻirligini koʻrsatgan.

Spiral boʻylab ichkariga tushayotgan gaz oʻziga ishqalanib qiziydi va tuynuk yaqinida yorugʻlik tezligining sezilarli qismi bilan harakatlanadi. Diskning biz tomon kelayotgan tomoni uzoqlashayotgan tomonidan yorqinroq koʻrinadi, tuynukning tortishishi esa diskning orqa tomonini koʻrinadigan qilib egadi.

2024-yilda Gaia kosmik apparati atigi 1 926 yorugʻlik yili uzoqlikdagi 33 Quyosh massali Gaia BH3 qora tuynugini hamroh yulduzini qanday tebratishidan topdi. U hech narsa bilan oziqlanmaydi va qorongʻi.

Shaharlardan gigantlargacha

Yulduzlar hosil qilgan qora tuynuklar bir necha Quyoshdan bir necha oʻn Quyoshgacha keladi. Galaktikalar markazida gigantlar bor: Qavs A* toʻrt million, M87* esa olti yarim milliard Quyosh massasiga ega va uning ufqi sayyoralar tizimimizdan keng.

Ufq massasiga mos ravishda oʻsadi: har bir Quyosh massasiga taxminan 6 km kenglik. Qavs A* ufqi taxminan 25 million km, M87* niki esa taxminan 38 milliard km keng — Neptun orbitasidan bir necha baravar katta.

Yetarlicha kichik siqilgan har qanday narsa qora tuynukka aylanadi. Buning uchun Quyoshni 6 km keng sharga, Yerni esa atigi 18 mm, yaʼni shisha soqqadek sharga siqish kerak boʻlardi.

Gigantlar qanday qilib shunchalik kattalashgani hali oʻrganilmoqda. Ular gaz yutib va oʻzaro qoʻshilib oʻsadi, ammo Jeyms Uebb kosmik teleskopi Katta portlashdan 500 million yil oʻtmay turib millionlab Quyosh massali qora tuynuklarni topdi; ehtimol, ular boshidanoq katta tugʻilgan: hech qanday yulduzsiz, qulayotgan gaz bulutlaridan.

Ikki qora tuynuk qoʻshilganda fazoning oʻzini silkitadi va gravitatsion toʻlqinlar chiqaradi. 2015-yildan beri Yerdagi detektorlar yuzlab shunday qoʻshilishni qayd etdi.