Yulduzlar qanday o’ladi

Aim.uz
Yulduzlar qanday o’ladi
Yulduzlar abadiy emas. Ular tug’iladi, yashaydi va o’ladi. Yulduz tug’ilgandan keyin juda uzoq vaqt o’zgarmas, deyarli statsionar holatda bo’ladi. Ularning bunday ustuvor statsionar holatida yulduzni qisilishiga majbur etuvchi gravitatsion kuch va uni kengayishga majbur etuvchi issiq gaz bosim kuchi hamda nurlanish bosim kuchi yig’indisi orasidagi muvozanati tufayli vujudga keladi. Har sekundda yulduzlarning sirtidan nurlanish ko’rinishida juda ko’p issiqlik energiyasi chiqib turadi. Energiyani bunday nurlanishi ularning qa’rida kechuvchi termoyadro reaksiyalari natijasida kompensatsiyalanadi. Uning tarkibidagi vodorodning (yadro energiya zapasini belgilovchi) asosiy qismi yonib tamom bo’lguncha, tashqi ko’rinishida hech qanday o’zgarish yuz bermaydi. Bunday zapas miqdori juda ko’p bo’lsa ham chegaralangandir. Masalan massasi Quyosh massasiga teng (MG≈2·1033 gr), yorqinligi L≈4·1033 erg/s bo’lgan yulduz hammasi bo’lib ~10 mlrd. yil yashaydi. Yulduzlarning massasini oshishi bilan yorqinlik miqdori keskin oshadi va M≈10MG massali yulduz ~10mln. yil yashaydi. O’zining yadro energiya zapasini tugatgan yulduz bilan qanday hodisa yuz beradi? Tushinarliki, yulduzda issiqlik manbai tugagandan keyin gaz bosimi gravitatsiya kuchini kompensatsiyalay olmaganligi sababli, gravitatsiya kuchi ta’siri ostida siqila boshlaydi. Biror narsa bu siqilishni to’xtata oladimi?
Hisoblashlarni ko’rsatishicha, massasi Quyosh massasidan kichik bo’lgan yulduzlar, qisilib evolyutsiyasi jarayonida oq karliklarga aylanadi. Oq karliklarda og’irlik kuchi kvant xususiyatiga ega bo’lgan aynigan elektronlar bosimi tomonidan kompensatsiyalanadi. Yangi hosil bo’lgan oq karlik muhiti issiqlik energiyasi (og’ir zarralar – ionlar harakatining kinetik energiyasi) zapasi yetarlicha katta bo’ladi. Shuning uchun bunday ob’yektlar asta-sekinlik bilan so’nib (bir necha million yil davomida) energiya nurlaydi. Oq karliklar juda ko’p miqdorda kuchsizlanuvchi ko’k obyektlar ko’rinishida kuzatiladi.
Lekin barcha yulduzlar ham shunday tinch va sekin so’nmaydi. 1930 yillar hindistonlik astrofizik Chandrasekar ko’rsatdiki, agar yulduzning massasi 1,2M๏ –dan katta bo’lsa, aynigan elektronlarni bosim kuchi gravitatsiya kuchini kompensatsiyalay olmaydi va bunday yulduz yana siqiladi. Bunda nisbatan engil yulduzlar sekunlik bilan siqilsa va uning markazida oq karlik tug’ilsa, M>1,2M๏ li yulduzlarda siqilish natijasida shunday bir davr vujudga keladiki, u o’zining mexanik ustuvorligini buzadi va o’zining markaziga qarab shunday katta tezlik bilan siqiladiki, siqilish katastrofa shaklini oladi. Bunday katastrofik yulduzlar shunday tezlik bilan siqiladiki, juda kichik vaqtdan keyin yulduz markazidagi muhit zichligi yadro muhiti zichligiga (1014÷1015 gr/sm3) yetadi. Olimlar yulduzlar kollaps jarayonini tekshirib bir necha holatlar bo’lishi mumkin ekanligini ko’rsatdilar. 1930 yilda L.D.Landau tomonidan ko’rsatilishicha yulduz 1014-1015 gr/sm3 zichlikgacha siqilganda yangi ustuvor holatga o’tishi mumkin. Bunday golatda yulduzning muhiti asosan neytronlardan tashkil topgan bo’ladi. Bunday holatda gravitatsion bosim milliard marotaba oshgan bo’lib, u aynigan neytronlar bosimi tomonidan muvozanatlanadi. Bunday obyektlarga neytronli yulduz deyilib, ularning xususiyatlarini biz yuqorida ko’rib chiqqan edik.
Neytronli yulduzning radiusi bir necha kilometrga teng bo’ladi. Kollaps boshlanishida bir necha million radiusga ega bo’lgan yulduzni kichik vaqt davomida bir necha radiusli yulduzga kollapslanishida undan ulkan miqdorda energiya ajralib chiqadi. Bunday yulduz tashqi qobiqlari muhit portlash natijasida bir necha ming km/s tezlik bilan uchib ketadi. Portlash natijasida energiyaning katta ulushi elektromagnit nurlanish shaklida yulduz sirtidan chiqib, unung yorqinligi bir necha o’n kun davomida galaktikadagi yulduzlarning yorqinligiga teng yoki undan katta bo’ladi. Bunday portlashga o’ta yangi portlash deyiladi. O’ta yangi portlashga misol qilib, 1054 yilda kuzatilgan portlashni ko’rsatish mumkin. Bunday o’ta yangi portlashni o’rnida hozirgi vaqtda Krabovid tumanligi paydo bo’lgan. 1968 yilda Krabovid tumanligi markazida impulsli radionurlanish manbai NP0532 borligi aniqlandi. Ko’pchilik mutaxasislarning qayd qilishicha, bu obyekt aylanuvchi neytronli yulduzdan iboratdir.
Hamma vaqt ham yulduzlarning kollapsi neytronli yulduz hosil bo’lishi bilan tugallanadimi? Hisoblashlarni ko’rsatishicha katasrofik qisilish boshlanishida yulduz tashqi qobiqlarida hali termoyadro reaksiyasiga qo’shilmagan ancha muhit miqdori bo’ladi. Yulduzni katta tezlik bilan siqilishi jarayonida bunday muhitni detonatsiyasi (yadroviy portlashi) vujudga kelib, unda katta energiya ajraladi. Bunday energiya yulduz muhitini atrof fazoga uloqtirishga yetarli bo’ladi. Bu holda yulduzdan faqatgina kengayuvchi tumanlik qolib, hech qanday neytronli yulduz hosil bo’lmaydi. Bir necha o’ta yangi portlshlarda pulsarlar yo’qligi bunday variant to’g’riligini tasdiqlaydi. Ehtimol qandaydir sababga ko’ra ularni biz kuzata olmagan. Shunung uchun biz katta aniqlik bilan pulsarsiz o’ta yangi portlashlar to’g’risida gapirmasligimiz kerak.
Gravitasion kollapsning yana bir yo’li mavjud, chegaralanmagan relyativistik kollaps jarayoni. Amerikalik astrofizik Opengeymer va uning shogirdlari neytronli yulduzlar muvozanatli konfiguratsiyalarini hisoblash yo’li bilan o’rganib, shu xulosaga keldilarki, bunday obyektlar ma’lum chegaraviy massadan katta massali bo’lganlarida ustuvor muvozanat holatida bo’la olmaydilar. Bunday chegaraviy massani aniq qiymati neytroli yulduzlar muhitini o’ta katta siqilish zichligi holat tenglamasidan aniqlanadi. Bu holat tenglamasiga ko’ra neytronli yulduz kritik massa qiymati 1,5M๏ dan 3M๏ gacha intervalda yotadi (bunday chegaralanganlik umumiy nisbiylik nazariyasiga ko’ra belgilanadi). Neytron yulduzi sirtidagi og’irlik kuchi yer tortishidan milliardlar marotaba katta bo’ladi. Neytronli yulduz sirtidagi ikkinchi kosmik tezlik, ya’ni neytronli yulduz tomonidan tortish kuchini yengib, jismni cheksizlikka uzoqlashish tezligi 100000 km/s - ni tashkil etadi. Bunday sharoitlarda ma’lumki relyativistik effektlar etarlicha bo’lib va shuning uchun kritik massaga aniq chegara hosil bo’ladi.
Agar yulduz massasi uning evalutsiyasi oxirida neytronli yulduz chegaraviy massasidan katta bo’lsa, u bilan nima ro’y beradi? Agar kollaps boshlanishida obyekt markazida yadro muhiti zichligi erishilgan bo’lsa, u ortiqcha massasini uloqtirmaydi. Bunday yulduz ortib boruvchi gravitatsiya kuchi tasiri ostida siqila boshlaydi. Hisoblashlarning ko’rsatishicha, yulduzning radiusi gravitatsion radius - gacha kamayganda, hech qanday itarish kuchi relyativistik kollaps jarayonini to’xtata olmaydi. Bunda yulduz atrofida fazo va vaqt xususiyatlari radikal ravishda o’zgaradi, gravitatsiya kuchlari fazo-vaqtni kuchliroq egadi.
Yulduz sirtidan uzoqda uni kuzatuvchi uchun va yulduzni sirtida bo’luvchi va yulduz markaziga harakat qiluvchi kuzatuvchi uchun relyativistik kollaps jarayoni turlicha bo’ladi. Yulduz sirtidagi kuzatuvchi soatiga ko’ra, yulduz chegaralangan vaqt bo’lagida gravitatsion radiusga erishib, yana siqilishda davom etadi. Relyativistik nazariyaga ko’ra bunday cheksiz katta zichlik chekli vaqt davomida yuz beradi. Lekin zichlik 1093 gr/sm3 ga erishilganda gravitatsiyani kvant effektlari yetarlicha bo’ladi. Bunday holatlarni kvant tortilish nazariyasi yo’qligi tufayli, bunday tushuvchi yulduz uchun kollaps nima bilan tugallanishi to’g’risida hali biz ayta olmaymiz. Kollapslanuvchi yulduzdan yetarlicha uzoqda turuvchi kuzatuvchi uchun bu muhim emas. Bunday kuzatuvchi hech qachon gravitatsion radiusi yulduz sirtini kesimini ko’rmaydi. Vaqtni gravitatsion sekinlashish effekti tufayli bunday kuzatuvchi uchun yulduz cheksiz katta vaqt davomida gravitatsion radiusga yaqinlashadi. Agar yulduz sirtida qandaydir davriy signal manbai bo’lsa, yulduz sirtini gravitatsion radiusga yaqinlashgani sari, uzoqdagi kuzatuvchi uchun signallarni qayd qilish vaqti intervali oshib boradi. Oxir-oqibat shunday bir moment keladiki, keyingi signal kelish vaqti cheksizga teng bo’ladi. Bunda uzoqdagi kuzatuvchi uchun yulduzning yorqinligi kamayib boraveradi. Yulduz binafshadan qizilga, keyin infraqizilga aylanib, keyin so’nadi. Umuman obyekt nurlaydi, lekin uning gravitatsion maydoni shu darajada katta bo’ladiki, chiqayotgan fotonlarni qaytarib obyektga tushiradi. Hech qanday nurlanish (elektromagnit, gravitatsion va boshqalar) bunday obyektdan chiqib keta olmaydi. Bunday obyektlarga qora tuynuklar deyiladi. Burchak momenti, elektrik zaryadi va tashqi statik gravitatsion maydonni hosil qiluvchi massa “qora tuynuk” ni xarakterlovchi yagona parametrlar bo’ladi.
Sferik simmetrik kollaps masalasi K. Shvartsshild tomonidan 1916 yili yechilgan bo’lib, real massiv yulduzlarni kollapsi to’g’risidagi xulosalar 20 yildan keyin qilingan edi. Qayd qilish kerakki, XVIII asrda Laplas gravitatsion potensial GM/r – ni yorug’lik tezligi bilan harakat qilayotgan solishtirma kinetik energiyasiga tenglashtirib, radius qiymatini topgan edi. Osongina ko’rish mumkinki, bu radius qiymati gravitatsion radius - ga tengdir.
Neytronli yulduzlar va qora tuynuklarga relyativistik obyektlar ham deyiladi, chunki bunday obyrktlarda relyativistik effektlar katta rol o’ynab, ularni o’rganishda umumiy nisbiylik nazariyasidan foydalanish kerak bo’ladi. Lekin neytronli yulduzlarni o’rganish uchun Nyuton mexanikasidan ham foydalanish mumkin. Bunda yulduz haqiqiy parametrlarini qiymatida 10 – 20% li chetlashishlar vujudga keladi. Lekin neytron yulduzning kritik massasini toppish uchun relyativistik nazariya qonunlaridan foydalanish lozim. Faqatgina shu nazariya asosida neytron yulduzning kollapslanib, qora tuynukga aylanishini to’g’ri ifodalash mimkin.
Qora tuynuk gravitatsion radiusidan katta masofada uning gravitatsion maydoni nuqtaviy massa potensiali GM/r – dan kam farq qiladi (Masalan, agar Quyosh o’rniga Quyosh massasiga teng massali qora tuynuk joylashganda, bu sistemadagi sayyoralar harakatida hech qanday o’zgarish kuzatilmaydi. Sayyoralar o’sha orbita, o’sha davr bilan harakat qilar edi, faqatgina markaziy yoritgich bo’lmas edi). Shuning uchun “qora tuynuk” atrofidagi fizik jarayonlarni va jismlar gravitatsion radiusdan etarlicha uzoqda bo’lganlarida harakat qonunlarini Nyuton mexanikasi yordamida katta aniqlik bilan ifodalash mumkin edi, ya’ni relyativistik qonunlardan foydalanmasdan, Nyuton mexanikasidan foydalanib relyativistik obyektlar ko’rinuvchi xususiyatlarini aniqlashimiz mumkin.
|