Սև թզուկները սառած և, որպես արդյունք, տեսանելի տիրույթում չճառագայթող սպիտակ թզուկներ են(կամ թույլ են ճառագայթում): Դրանք ներկայացնում են սպիտակ թզուկների էվոլյուցիայի վերջին փուլը աճանստվածքի բացակայության պայմաններում:

«Սեւ թզուկ» անունը նաեւ կիրառվել է հիպոթետիկ վերջին փուլում սառած շագանակագույն թզուկների - ենթաաստղային օբյեկտները, որոնք չունեն բավարար զանգված (ոչ պակաս, քան մոտ 0.08 մ M) միջուկային սինթեզի ռեակցիան պահպանելու համար [1] ։

Սեւ թզուկները չպետք է շփոթել սեւ խոռոչների կամ սեւ աստղերի հետ :

Ներկայումս աստղագիտական գրականության մեջ «սեւ թզուկ» տերմինը սովորաբար չի օգտագործվում, քանի որ դրանք գործնականում չեն առաջանում սպիտակ թզուկների երկար սառեցման գործընթացի պատճառով: Հայտնի օբյեկտները, որոնք կարող էին դասվել որպես սեւ թզուկներ, դեռ բավականաչափ տաք են, ուստի այդպիսի առարկաները կոչվում են սպիտակ թզուկներ (ՊՇ):

Սև թզուկների զանգվածները, ինչպես սպիտակ թզուկների զանգվածները, վերևից սահմանափակվում են Չանդրասեխարի սահմանով, զանգվածի ներքին սահմանը որոշվում է հիմնական հաջորդականության աստղերի սպիտակ թզուկների էվոլյուցիայի տեմպի և հետագա հովացման տեմպի միջոցով: Սև թզուկները, ինչպես զանգվածային շագանակագույն թզուկները, գտնվում են հիդրոստատիկ հավասարակշռության վիճակում, որն ապահովվում է դրանց ներքին տարածքում այլասերված էլեկտրոնային գազի ճնշմամբ:

Հետագա էվոլյուցիանԽմբագրել

Սպիտակ թզուկների հովացման ժամանակակից մոդելները (2006 թ.) Կանխատեսում են, որ սպիտակ թզուկները, որոնք առաջացել են առաջին սերնդի աստղերի էվոլյուցիայի ընթացքում (տարիքը 13 միլիարդ տարի), ներկայումս պետք է ունենան ֆոտոսֆերայի 3200 Կ ջերմաստիճան և ≈16 բացարձակ մեծության պայծառություն, այսինքն շատ աղոտ առարկաներ լինեն: Դրանք համարվում են թաքնված զանգվածի հավակնոտ բաղադրիչներից մեկը՝ զանգվածային կոմպակտ գալակտիկական հալո օբյեկտների ( MACHO ) կազմում [2]: Նման «սառեցված» օբյեկտների օրինակներից մեկը սպիտակ թզուկWD 0346 + 246 է, որի մակերեսի ջերմաստիճանը 3900 Կ է [3]: Ենթադրվում է, որ դրանք 11-ից 12 միլիարդ տարեկան են [4]: Հաշվարկների համաձայն, սպիտակ թզուկի սառումից մինչև 5 Կ ջերմաստիճան կպահանջվի մոտ 10 15 տարի [5]:

Եթե գոյություն ունեն թույլ փոխազդեցություն ունեցող մութ նյութի զանգվածային մասնիկներ ( WIMP ), հնարավոր է, որ գրավիտացիոն ձգման և մութ նյութի ոչնչացման գործընթացը կարևոր դեր խաղա սեւ թզուկների հովացման վերջին փուլերում ( 1015 лет ): Էներգիայի լրացուցիչ աղբյուրի բացակայության դեպքում սեւ թզուկները կդառնան ավելի սառը և մռայլ, մինչև դրանց ջերմաստիճանը հավասարվի տիեզերքի ֆոնային ջերմաստիճանին: Այնուամենայնիվ, այն էներգիայի շնորհիվ, որը նրանք կարող են արդյունահանել մութ նյութի ոչնչացումից, սպիտակ թզուկները կկարողանան լրացուցիչ շատ էներգիա արտանետել շատ երկար ժամանակ: Մուգ նյութի ոչնչացման գործընթացի պատճառով մեկ սեւ թզուկի ընդհանուր ճառագայթային հզորությունը կազմում է մոտավորապես 10 15 վտ: Եվ չնայած այս աննշան հզորությունը Արևի ճառագայթային հզորությունից մոտ հարյուր միլիարդ (10 11 անգամ) անգամ թույլ է, բայց հենց այդ էներգիայի արտադրության մեխանիզմը հիմնականը կլինի ապագայի գրեթե հովացված սեւ թզուկների մեջ: Էներգիայի այս սերունդը կշարունակվի այնքան ժամանակ, քանի դեռ գալակտիկական հալոն մնում է անձեռնմխելի, այսինքն ՝ 10 20 - 10 25 տարի [6] : Այդ ժամանակ մութ նյութի ոչնչացումը աստիճանաբար կդադարի, և դրանք կսառչեն և վերջապես կբյուրեղանան: Սև թզուկների հետագա ապագա և վերջնական վիճակը կախված է նրանից, թե պրոտոնը կայուն է, թե ոչ :

Եթե պրոտոնը տրոհվի, ապա սեւ թզուկները կգոլորշիանան 10 32 −10 49 տարի անց [7]:

Եթե պրոտոնը չի տրոհվում, ապա նրանց ճակատագիրն ավելի հետաքրքիր է.

  • Քվանտային էֆեկտների պատճառով սեւ թզուկների Չանդրասեքհարի սահմանը աստիճանաբար կնվազի, և աներևակայելի մեծ քանակությամբ ժամանակ անց նրանցից ոմանք կկարողանան պայթել գերնորի: Նման պայծառ ճակատագիրը սպասում է մեծ զանգվածով սեւ թզուկների մոտ 1% -ին: Քվանտային գործընթացները չափազանց դանդաղ են ընթանում. Սև թզուկների առաջին պայթյունները կսկսվեն 10 1100 տարի հետո մոտ 1,35 արևային զանգված ունեցող թզուկների համար, իսկ վերջինը կավարտվի 10 32000 տարի հետո 1,16 արևային զանգված ունեցող աստղային մնացորդների համար [7] :
  • Ավելի քիչ ծանր սեւ թզուկների մնացած 99% -ը երբեք չի կարող պայթել, նրանց բոլոր ատոմները աստիճանաբար կվերածվեն երկաթի-56 -ի, որը կարող է առաջանալ հարակից միջուկների քվանտային թունելացման ազդեցության պատճառով: Սիլիկոն -28 միջուկների համար՝ երկաթի խմբի տարրերի վերափոխման համար, թունելացման ժամանակի մոտավոր գնահատումը 10 1500 տարի է : Նման սեւ թզուկները կդառնան երկաթե աստղեր և կմնան այս վիճակում անվերջ ՝ մինչև դրանք չհավասարակշռվեն արտաքին գործոններով:

Տես նաևԽմբագրել

Տիեզերքի ջերմային մահը

  1. David, Darling (24 мая 2007)։ «brown dwarf»։ www.daviddarling.info (անգլերեն)։ The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight.։ Վերցված է 2020-10-09 
  2. «Harvey B. Richer. White Dwarfs in the Galactic Halo. CFHT Information Bulletin Number 37, Semester 97II»։ Արխիվացված է օրիգինալից 2011-10-24-ին։ Վերցված է 2007-09-02 
  3. N.C. Hambly, S.J. Smart, S.T. Hodgkin. WD 0346+246: a very low luminosity, cool degenerate in Taurus. The Astrophysical Journal, 489:L157-L160, 1997 November 10
  4. «12-Billion-Year-Old White-Dwarf Stars Only 100 Light-Years Away»։ www.spacedaily.com (անգլերեն)։ University of Oklahoma։ 16 апреля 2012։ Վերցված է 2020-10-09 
  5. Barrow, John D., 1952- The anthropic cosmological principle. — Oxford [England]: Oxford University Press, 1996. — 1 online resource (xx, 706 pages) с. — ISBN 0-585-23888-X, 978-0-585-23888-3
  6. https://litresp.ru/chitat/ru/%D0%90/adams-fred/pyatj-vozrastov-vselennoj/5
  7. 7,0 7,1 {{{վերնագիր}}}. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/staa2262