CRNE RUPE

PRVI DEO

DRUGI DEO

TREĆI DEO

ČETVRTI DEO

PETI DEO

ŠESTI DEO

CRNE RUPE
drugi deo

Pod dejstvom gravitacije, protozvezda se smanjuje postaje sve toplija. Kada dosegne dovoljno visoku temperaturu (od nekoliko miliona stepeni), u njenom centru počinju termonuklearne reakcije u kome se vodonik pretvara u helijum. Masa helijumovog atoma je nešto manja od mase četiri vodonikova atoma, što govori o tome da masa odlazi u vidu energije. Oslobodjena enegrija tj. energija dobijena sagorevanjem goriva, može se izraziti Ajnštajnovom jednacinom E=mc² i ona predstavlja sijanje zvezde pri čemu se emituju elektromagnetni talasi svih talasnih dužina.

Zvezda izlazi na glavni niz HR dijagrama i počinje da stari. Sve vreme svoga života na HR dijagramu zvezda je u ravnoteži, odnosno u nekakvom "metastabilnom" stanju. Situacija je pomalo analogna naduvanom balonu. Postoji ravnoteža izmedju pritiska koji pokušava da raširi balon i napetosti gume koja teži da smanji balon, odnosno, ka njenoj unutrašnjosti deluje gravitaciona sila, ali se njoj suprostavlja energija iz termonuklearnih reakcija tj. Fermijev pritisak. Što je zvezda veća ona brže stari, tj. brže sagoreva gorivo, ali bez obzira na sve životni vek zvezde je užasno dugačak, gde je reč o milijardama godina. Termonuklearne reakcije traju sve dok se sam vodonik ne istroši, odnosno dok ne dodje do formiranje gvoždja koji je najstabilniji element u Univerzumu, jer tada više nema šta u šta da se pretvara. Naravno, do formiranja gvoždja dolazi posle niza transformacija, jer iz vodonika nastaje deuterijum, pa helijum, pa C, N, O₂ sve do Fe. U jednom trenutku Fermijev pritisak neće više biti dovoljan za odbijanje gravitacije tako da čitava zvezda počinje polako da kolapsira.

Zvezde od 1,2 do 1,4 Sunčeve mase završiće svoju evoluciju na stadijumu belog patuljka. Sav višak energije i mase oslobodiće u vidu planetarne magline. Zvezde izmedju 1,4 i 2 Sunčeve mase završavaju kao neutronske zvezde, a one još masivnije završavaju kao crne rupe, odnosno zvezde sa masom iznad Čandrasekarove granice ne mogu da se održe na stadijumu neutronske zvezde već svoje sažimanje nastavljaju. Što je zvezda manja, gravitacija je sve veća. Neutronska zvezda ima drugu kosmičku brzinu od 2/3c, odnosno da bi čestica pobegla sa njene površine morala bi da se kreće tom brzinom. Ako se materija i dalje kontrahuje, gravitacija raste i dolazi do nivoa kada se druga kosmička brzina povećava na brzinu svetlosti (c). Kada se to dogodi vrednost prečnika tela je jednaka Švarcsildovom radijusu, odnosno formira se crna rupa. Neutronske zvezde i crne rupe višak materije i energije oslobadjaju u vidu eksplozije supernove.

Procenjuje se da "samo" 2% zvezda kolapsiraju u crne rupe. 

Čandrasekarova granica
Godine 1928. mladji diplomac Subramanijan Čandrasekar (S. Chandrasekhar) iz Indije izračunao je koliko bi zvezda morala biti masivna da bi se suprostavila sopstvenoj gravitaciji kad istroši svoje gorivo. Zamisao se zasnivala na tome da kad zvezda postane mala, čestice materije se veoma zbliže da, prema Paulijevom načelu isključenja, moraju imati veoma različite brzine i udaljuju se jedne od drugih pri čemu uspostavljaju ravnotežu izmedju gravitacionog privlačenja i odbijanja. Čandrasekar je shvatio da postoji granica odbijanja što sledi iz načela isključenja, jer teorija relativnosti nalaže da je najveća razlika u brzinama čestica neke zvezde brzina svetlosti. To bi značilo da kada zvezda postane dovoljno gusta, odbijanje uzrokovano načelom isključenja bi bilo slabije od gravitacionog privlačenja. Čandrasekar je izračunao da ta granica iznosi 1,4 Sunčeve mase i ona je danas poznata kao Čandrasekarova granica.

Ako je zvezdina masa manja od Čandrasekarove graniČe, ona može prestati sa sažimanjem i ostati na stadijumu belog patuljka, sa prečnikom sto puta manjim od Sunčevog i gustinom od 10⁹ kg/m³. Do sličnog otkrića došao je i ruski naučnik Lav Davidović Landau. On je istakao da postoji još jedno  mogućno završno stanje zvezde koje je manje od belog patuljka. Ono se odnosi na zvezde sa masom izmedju 1,4 i 2 Sunčeve mase. Ove zvezde su dobile naziv neutronske zvezde, jer kod njih prilikom sažimanja gravitacijom dolazi do slepljivanja protona i elektrona i formiranja stabilnih neutrona koji se pod dejstvom snažne gravitacije drže u skupini i obrazuju neutronsku zvezdu. One u prečniku imaju 10 do 20 kilometara, a gustina im iznosi 10¹⁷ kg/m³. Medjutim, do samog otkrića neutronskih zvezda se došlo kasnije. Šta će se desiti sa zvezdom čija je masa iznad Čandrasekarove granice, odnosno sa zvezdama iznad 2-3 Sunčeve mase, rešio je američki naučnik Robert Openhajmer (Robert Oppenheimer) 1939. godine.

U idealnom sfernom modelu zvezde, koja se sažima, može doći do fenomena sabijanja koji bi zvezdu doveo do kritičnog radijusa, gde bi je zadesio katastrofalan gravitacioni kolaps. Dovoljno masivna kolapsirajuća zvezda može da se sažima takvom silinom da čak ni neutroni ne bi mogli da joj se odupru. Drugim rečima, nuklearna sila bi bila nadjačana gravitacionom silom, a kada nuklearna sila popusti, nema ničeg što bi pružilo ravnotežu gravitaciji. U tom slučaju zvezda nastavlja u beskrajno kolapsiranje pri čemu joj se zapremina dovodi do nule, a površinska gravitacija beskrajno raste. Tačnije rečeno, od oblaka prašine se formira crna rupa u čijoj se unutrasnjosti nalazi singularitet, koji mi ne možemo videti jer se oko njega nalazi horizont dogadjaja koji je propustan za informacije samo u jednom smeru, pa iza njega ništa ne možemo videti. Ovi krugovi se postepeno smanjuju i pokazuju kako masivna zvezda kolapsira, odnosno kako smanjenjem svoga prečnika prelazi u stanje crne rupe.

Pulsari - rotirajuće neutronske zvezde
Džoselin Bel (Joselin Bell) je 1967. otkrila pulsare.  Primljeni su jako kratki i pravilni impulsi talasne dužine 3,7m. To je ukazivalo da izvor emitovanja mora biti veoma mali, jer velika tela ne mogu emitovati kratke, oštre impulse, jer bi vreme putovanja zračenja sa različitih delova takvog tela zamutilo signal. Zato je moralo biti u pitanju nešto kompaktno, objekat manji od nekoliko hiljada kilometara, a ipak na udaljenosti zvezde. Prvo se mislilo da su u pitanju vanzemaljci i zato su prva 4 otkrivena pulsara nazvani LGM 1-4 (LGM - little green man, odnosno mali zeleni ljudi).

Pulsari su kompaktni objekti (neutronske zvezde), hiljadu puta gušći od vode. U njoj su protoni i elektroni slepljeni u neutrone. Oni nastaju prilikom ekspozije supernove, gde u njenim donjim slojevima dolazi do implozije u objekat kao što je neutronska zvezda (ili crna rupa). Neutronske zvezde ako rotiraju zovu se pulsari. Jaki su izvori radio talasa, ali njihova osa rotacije se ne poklapa sa osom magnetnog polja tako da zračenje pulsara dolazi u prekidima tj. impulsima i to onda kada je osa magnetnog polja uperena ka nama. Odavde se vidi da zračenje pulsara nije toplotno, već potiče od ubrzanog kretanja naelektrisanih čestica u magnetnom polju. Njihov prečnik je svega nekih desetina kilometara.

Evo nekih odnosa veličina zvezda:

• Crveni džin : Sunce - 250 : 1
• Sunce : beli patuljak - 100 : 1
• Beli patuljak : neutronska zvezda - 700 : 1
• Neutronska zvezda : crna rupa - 3 : 1
  

Švarcšildova geometrija
Karl Švarcsild (Karl Schwarchild 1873-1916) je prvi rešio Ajnštajnovu jednačinu polja gravitacije, što je dovelo do boljeg razumevanja crnih rupa i do snažnog uticaja Ajnštajnovih jednačina na kosmologiju. Zanimljivo je to da je te jednačine rešio dok je bio na frontu, a rešenja poštom poslao Ajnštajnu. Medjutim, ubrzo je umro od bolesti koju je zaradio u ratu. Godine 1915. kritični radijus je nazvan Svarcšildov radijus po samom naučniku. To je onaj radijus na kom je čestici potrebno da se kreće brzinom svetlosti da bi ga napustila.

V_esc=c

Ta zakrivljenost prostora oko nekog tela odredjene mase se menja kao funkcija udaljenosti od središta tela tj. duž linije radijusa.