Одон орон судлалтай танилцсан хүн бүр эрт орой хэзээ нэгэн цагт орчлон ертөнцийн хамгийн нууцлаг объект болох хар нүхний талаар хүчтэй сониуч зантай байдаг. Эдгээр нь харанхуйн жинхэнэ ноёд бөгөөд ойролцоох ямар ч атомыг "залгих" чадвартай бөгөөд гэрлийг ч зугтахыг зөвшөөрдөггүй - тэдний таталцал маш хүчтэй юм. Эдгээр объектууд нь физикч, одон орон судлаачдын хувьд жинхэнэ сорилт болж байна. Эхнийх нь хар нүхний дотор унасан матери юу болдгийг хараахан ойлгож чадахгүй байгаа бөгөөд сүүлийнх нь сансарт хамгийн их энерги зарцуулдаг үзэгдлүүдийг хар нүх байдагтай холбон тайлбарладаг ч тэдгээрийн алийг нь ч ажиглах боломж байгаагүй. шууд. Бид танд эдгээр сонирхолтой селестиел биетүүдийн талаар ярьж, нууцын хөшгийг арилгахын тулд аль хэдийн нээсэн, юу сурах шаардлагатай байгааг олж мэдэх болно.

Хар нүх гэж юу вэ?

"Хар нүх" (англи хэлээр - хар нүх) нэрийг 1967 онд Америкийн онолын физикч Жон Арчибалд Уилер санал болгосон (зүүн талын зургийг үз). Энэ нь селестиел биетийг тодорхойлоход үйлчилдэг байсан бөгөөд таталцал нь маш хүчтэй тул гэрэл хүртэл өөрийгөө орхихгүй. Тийм ч учраас гэрэл цацруулдаггүй учраас "хар" байдаг.

Шууд бус ажиглалт

Энэ нь ийм нууцлаг байдлын шалтгаан юм: хар нүхнүүд гэрэлтдэггүй тул бид тэдгээрийг шууд харж чадахгүй бөгөөд зөвхөн тэдний оршин тогтнох нь хүрээлэн буй орон зайд үлддэг гэсэн шууд бус нотолгоог ашиглан хайж, судлахаас өөр аргагүй болдог. Өөрөөр хэлбэл, хэрэв хар нүх оддыг бүрхвэл бид хар нүхийг харж чадахгүй ч түүний хүчтэй таталцлын талбайн сүйрлийн нөлөөг ажиглаж чадна.

Лапласын зөн совин

Хэдийгээр таталцлын нөлөөгөөр өөрөө нурж унасан одны хувьслын эцсийн таамаглалыг илэрхийлэх "хар нүх" гэсэн хэллэг харьцангуй саяхан гарсан боловч ийм биетүүд оршин тогтнох боломжтой гэсэн санаа хоёроос дээш удаа гарч ирсэн. олон зууны өмнө. Англи хүн Жон Мишель, Францын иргэн Пьер-Симон де Лаплас нар "үл үзэгдэх од" байдаг гэсэн таамаглалыг бие даан гаргасан; Үүний зэрэгцээ тэдгээр нь динамикийн ердийн хуулиуд болон Ньютоны бүх нийтийн таталцлын хуульд үндэслэсэн байв. Өнөөдөр хар нүхнүүд Эйнштейний харьцангуйн ерөнхий онол дээр үндэслэсэн зөв тодорхойлолтоо авсан.

Лаплас "Дэлхийн системийн үзэсгэлэн" (1796) бүтээлдээ: "Нарны диаметрээс 250 дахин их диаметртэй, дэлхийтэй ижил нягтралтай тод од нь таталцлын ачаар татах, гэрлийн туяа бидэнд хүрэхээс сэргийлнэ. Тиймээс хамгийн том, хамгийн тод тэнгэрийн биетүүд ийм шалтгаанаар үл үзэгдэх боломжтой юм."

Ялагдашгүй хүндийн хүч

Лапласын санаа нь зугтах хурд (сансрын хоёр дахь хурд) гэсэн ойлголт дээр үндэслэсэн байв. Хар нүх бол байгаль дээрх хамгийн өндөр хурдыг (бараг 300,000 км/с) хөгжүүлдэг гэрлийг хүртэл татдаг тийм нягт биет юм. Практикт хар нүхнээс зугтахын тулд гэрлийн хурдаас илүү хурдыг шаарддаг боловч энэ нь боломжгүй юм!

Энэ нь гэрэл ч гэсэн хүчтэй таталцлыг даван туулж чадахгүй тул ийм төрлийн од үл үзэгдэх болно гэсэн үг юм. Эйнштейн энэ баримтыг таталцлын талбайн нөлөөн дор гэрлийн гулзайлтын үзэгдлээр тайлбарлав. Бодит байдал дээр хар нүхний ойролцоо орон-цаг хугацаа маш муруй тул гэрлийн цацрагийн замнал өөр дээрээ ойртдог. Нарыг хар нүх болгохын тулд бид түүний бүх массыг 3 км радиустай бөмбөгөнд төвлөрүүлж, дэлхий 9 мм-ийн радиустай бөмбөг болж хувирах ёстой!

Хар нүхний төрлүүд

Арав орчим жилийн өмнө ажиглалтаар хоёр төрлийн хар нүх байдаг гэж таамаглаж байсан: масс нь нарны масстай харьцуулж болохуйц эсвэл түүнээс бага зэрэг давсан од, масс нь хэдэн зуун мянгаас олон сая нарны масс хооронд хэлбэлздэг супер массив. Гэсэн хэдий ч харьцангуй саяхан Чандра, XMM-Ньютон зэрэг хиймэл хиймэл дагуулаас авсан рентген зураг, өндөр нарийвчлалтай спектрүүд нь нарны массаас хэдэн мянга дахин давсан дундаж масстай гурав дахь төрлийн хар нүхийг авчирсан. .

Оддын хар нүхнүүд

Оддын хар нүх бусдаас эрт мэдэгдэж эхэлсэн. Эдгээр нь том масстай од хувьслын замынхаа төгсгөлд цөмийн түлшний нөөцөө шавхаж, өөрийн таталцлын улмаас өөрөө нурж унах үед үүсдэг. Одыг сэгсрэх дэлбэрэлт (энэ үзэгдлийг "суперновагийн дэлбэрэлт" гэж нэрлэдэг) сүйрлийн үр дагавартай: хэрэв одны цөм нь нарны массаас 10 дахин их бол таталцлын уналтыг ямар ч цөмийн хүч тэсвэрлэж чадахгүй. хар нүх бий болгох.

Хэт том хар нүхнүүд

Зарим идэвхтэй галактикуудын цөмд анх тэмдэглэгдсэн хэт масстай хар нүхнүүд өөр гарал үүсэлтэй байдаг. Тэдний төрөлттэй холбоотой хэд хэдэн таамаглал байдаг: оддын хар нүх, олон сая жилийн туршид эргэн тойрон дахь бүх оддыг залгидаг; хар нүхний бөөгнөрөл хоорондоо нийлдэг; асар том хийн үүл шууд хар нүх рүү нурж байна. Эдгээр хар нүхнүүд нь сансар огторгуйн хамгийн эрч хүчтэй биетүүдийн нэг юм. Тэд бүгд биш юмаа гэхэд олон галактикийн төвд байрладаг. Манай Галактикт ч ийм хар нүх бий. Заримдаа ийм хар нүх байдаг тул эдгээр галактикуудын цөм нь маш тод гэрэлтдэг. Төвдөө хар нүхтэй, их хэмжээний унасан бодисоор хүрээлэгдсэн, тиймээс асар их хэмжээний энерги үүсгэх чадвартай галактикуудыг "идэвхтэй" гэж нэрлэдэг бөгөөд тэдгээрийн цөмийг "идэвхтэй галактикийн цөм" (AGN) гэж нэрлэдэг. Жишээлбэл, квазарууд (бидний ажиглалтаар биднээс хамгийн алслагдсан сансрын биетүүд) нь зөвхөн маш тод цөмийг хардаг идэвхтэй галактикууд юм.

Дунд болон мини

Өөр нэг нууцлаг зүйл бол дунд масстай хар нүхнүүд хэвээр байгаа бөгөөд сүүлийн үеийн судалгаагаар M13, NCC 6388 гэх мэт зарим бөмбөрцөг бөөгнөрөлүүдийн төвд байж болох юм. Олон одон орон судлаачид эдгээр объектуудад эргэлзэж байгаа ч зарим шинэ судалгаанаас үзэхэд эдгээр биетүүд байгаа гэдгийг харуулж байна. Хар нүхнүүд манай Галактикийн төвийн ойролцоо ч дунд зэргийн хэмжээтэй байдаг. Английн физикч Стивен Хокинг мөн дөрөв дэх төрлийн хар нүх буюу ердөө тэрбум тонн жинтэй (энэ нь том уулын масстай ойролцоогоор тэнцүү) "мини нүх" байдаг гэсэн онолын таамаглал дэвшүүлжээ. Бид анхдагч объектуудын тухай ярьж байна, өөрөөр хэлбэл Орчлон ертөнцийн амьдралын эхний мөчүүдэд даралт маш өндөр хэвээр байх үед гарч ирсэн объектуудын тухай ярьж байна. Гэсэн хэдий ч тэдний оршин тогтнох нэг ч ул мөр хараахан олдоогүй байна.

Хар нүхийг хэрхэн олох вэ

Хэдхэн жилийн өмнө хар нүхнүүд дээр гэрэл ассан. Байнга сайжруулж буй багаж, технологи (газар болон сансарт суурилсан) ачаар эдгээр объектууд улам бүр нууцлаг болж байна; илүү нарийн, тэдний эргэн тойрон дахь орон зай бага нууцлаг болдог. Үнэн хэрэгтээ хар нүх өөрөө үл үзэгдэх тул ойрын зайд эргэн тойронд нь хангалттай хэмжээний бодисоор (од, халуун хий) хүрээлэгдсэн тохиолдолд л бид үүнийг таньж чадна.

Хоёртын системийг үзэж байна

Хоёртын системийн үл үзэгдэх хамтрагчийн эргэн тойрон дахь одны тойрог замын хөдөлгөөнийг ажигласнаар зарим оддын хар нүхийг илрүүлсэн. Хамтрагчдын нэг нь үл үзэгдэх хоёртын систем (өөрөөр хэлбэл бие биентэйгээ маш ойрхон хоёр одноос бүрддэг) нь хар нүх хайж буй астрофизикчдийн ажиглалтын дуртай объект юм.

Хар нүх (эсвэл нейтрон од) байгаагийн шинж тэмдэг нь нарийн төвөгтэй механизмаас үүдэлтэй рентген туяа хүчтэй ялгардаг бөгөөд үүнийг схемийн дагуу дараах байдлаар дүрсэлж болно. Хүчтэй таталцлын ачаар хар нүх нь хамтрагч одноосоо бодисыг урж гаргаж чаддаг; Энэ хий хавтгай диск рүү тархаж, хар нүх рүү эргэлддэг. Унаж буй хийн хэсгүүдийн мөргөлдөөнөөс үүссэн үрэлт нь дискний дотоод давхаргыг хэдэн сая градус хүртэл халааж, хүчтэй рентген цацраг үүсгэдэг.

Рентген туяаны ажиглалт

Манай Галактик болон хөрш зэргэлдээх галактикуудын объектуудын рентген ажиглалт нь хэдэн арван жилийн турш хийгдсэн авсаархан хоёртын эх үүсвэрийг илрүүлэх боломжийг олгосон бөгөөд тэдгээрийн арав орчим нь хар нүхний нэр дэвшигчдийг агуулсан систем юм. Гол асуудал бол үл үзэгдэх селестиел биетийн массыг тодорхойлох явдал юм. Массыг (хэдийгээр тийм ч нарийвчлалтай биш ч гэсэн) хамтрагчийн хөдөлгөөнийг судлах эсвэл илүү хэцүү, унаж буй материалын рентген цацрагийн эрчмийг хэмжих замаар олж болно. Энэ эрчим нь энэ бодис унасан биеийн масстай тэгшитгэлээр холбогддог.

Нобелийн шагналтан

Олон галактикийн цөмд ажиглагдсан асар том хар нүхнүүдийн талаар үүнтэй төстэй зүйлийг хэлж болно, тэдгээрийн массыг хар нүхэнд унах хийн тойрог замын хурдыг хэмжих замаар тооцдог. Энэ тохиолдолд маш том объектын хүчтэй таталцлын талбайн улмаас галактикийн төвд эргэлдэж буй хийн үүлний хурд хурдацтай нэмэгдэж байгааг радио муж, түүнчлэн оптик туяанд ажиглалтаар илрүүлдэг. Рентген цацрагийн хүрээн дэх ажиглалтууд нь хар нүхэнд унасан бодисоос үүсэх энерги ихэссэнийг баталж чадна. Рентген туяаны судалгааг 1960-аад оны эхээр АНУ-д ажиллаж байсан Италийн Риккардо Жиаккони эхлүүлсэн. 2002 оны Нобелийн шагналыг "сансар огторгуйд рентген туяаны эх үүсвэрийг нээхэд хүргэсэн астрофизикийн анхдагч хувь нэмэр"-ийг үнэлэв.

Cygnus X-1: анхны нэр дэвшигч

Манай Галактик нь нэр дэвшигч хар нүхний объектуудаас дархлаагүй. Аз болоход эдгээр объектуудын аль нь ч дэлхий болон нарны аймгийн оршин тогтнолд аюул учруулахаар хангалттай ойрхон байдаггүй. Хэдий олон тооны авсаархан рентген туяаны эх үүсвэрүүд тогтоогдсон (мөн эдгээр нь хар нүхэнд нэр дэвших хамгийн магадлалтай) хэдий ч тэдгээр нь үнэндээ хар нүх агуулдаг гэдэгт бид итгэлгүй байна. Эдгээр эх сурвалжуудын дунд өөр хувилбар байхгүй цорын ганц нь Cygnus X-1-ийн ойролцоо хоёртын систем, өөрөөр хэлбэл Cygnus одны рентген цацрагийн хамгийн тод эх үүсвэр юм.

Их хэмжээний одод

5.6 хоногийн тойрог замтай энэ систем нь таны дуранд ч амархан харагдахуйц том хэмжээтэй (диаметр нь нарнаас 20 дахин, масс нь 30 дахин их) маш тод цэнхэр одноос бүрддэг. мөн үл үзэгдэх хоёр дахь од, масс нь хэд хэдэн нарны масстай (10 хүртэл) гэж тооцогддог. 6500 гэрлийн жилийн зайд орших хоёр дахь од нь энгийн од байсан бол төгс харагдах болно. Түүний үл үзэгдэх байдал, системээс гаргаж авсан хүчтэй рентген цацраг, эцэст нь массын тооцоолол нь ихэнх одон орон судлаачдыг оддын хар нүхний анхны батлагдсан нээлт гэж үзэхэд хүргэж байна.

Эргэлзээ

Гэсэн хэдий ч эргэлзээтэй хүмүүс бас байдаг. Тэдний дунд хар нүхний хамгийн том судлаачдын нэг, физикч Стивен Хокинг байна. Тэр ч байтугай Cygnus X-1 объектыг хар нүх гэж ангилахыг тууштай дэмжигч Америкийн хамтран зүтгэгч Киел Торнтой хүртэл бооцоо тавьсан.

Cygnus X-1 объектын таних байдлын талаархи маргаан нь Хокингийн цорын ганц бооцоо биш юм. Хэдэн есөн жилээ хар нүхний онолын судалгаанд зориулж, эдгээр нууцлаг биетүүдийн талаархи өмнөх санаанууд нь буруу гэдэгт итгэлтэй болсон бөгөөд Хокинг хар нүхэнд унасны дараа матери үүрд алга болж, үүнтэй хамт бүх зүйл алга болно гэж таамаглаж байв. түүний мэдээллийн ачаа тээш алга болно. Тэр үүнд маш итгэлтэй байсан тул 1997 онд Америкийн хамтран ажиллагч Жон Прескиллтэй энэ сэдвээр бооцоо тавьжээ.

Алдаагаа хүлээн зөвшөөрөх

2004 оны 7-р сарын 21-нд Дублинд болсон Харьцангуйн онолын конгресс дээр хэлсэн үгэндээ Хокинг Прескилийн зөв гэдгийг хүлээн зөвшөөрсөн. Хар нүх нь матери бүрэн алга болоход хүргэдэггүй. Түүгээр ч барахгүй тэд тодорхой төрлийн "санах ой"-той байдаг. Тэд хэрэглэсэн зүйлсийнхээ ул мөрийг агуулсан байж магадгүй юм. Тиймээс тэд "уурших" замаар (өөрөөр хэлбэл квант эффектийн улмаас цацрагийг аажмаар ялгаруулж) энэ мэдээллийг манай Орчлон ертөнцөд буцааж өгч чадна.

Галактик дахь хар нүхнүүд

Одон орон судлаачид манай Галактикт оддын хар нүх (Cygnus X-1 хоёртын системд хамаарах гэх мэт) байгаа эсэхэд эргэлзсээр байгаа; гэхдээ асар том хар нүхний талаар эргэлзээ бага байна.

Төвд

Манай Галактик нь дор хаяж нэг асар том хар нүхтэй. Sagittarius A* гэгддэг түүний эх үүсвэр нь Сүүн замын хавтгайн төвд яг нарийн байрладаг. Нумын ордны хамгийн хүчирхэг радио эх сурвалж гэдгээрээ түүний нэрийг тайлбарладаг. Яг энэ чиглэлд манай галактикийн системийн геометрийн болон физикийн төвүүд байрладаг. 26,000 гэрлийн жилийн зайд байрладаг, Sagittarius A* радио долгионы эх үүсвэртэй холбоотой асар том хар нүх нь нарны аймгийн эзэлхүүнтэй дүйцэхүйц хэмжээний орон зайд агуулагдах 4 сая орчим нарны масстай гэж тооцогддог. Бидэнтэй харьцангуй ойр оршдог (энэ нь асар том хар нүх нь гарцаагүй дэлхийтэй хамгийн ойр байдаг) биетийг сүүлийн жилүүдэд Чандра сансрын ажиглалтын газар онцгой гүнзгийрүүлэн судлахад хүргэсэн. Энэ нь ялангуяа рентген цацрагийн хүчтэй эх үүсвэр болох нь тогтоогдсон (гэхдээ идэвхтэй галактикийн цөм дэх эх үүсвэрүүд шиг хүчтэй биш). Sagittarius A* нь хэдэн сая, тэрбум жилийн өмнө манай Галактикийн идэвхтэй цөм байсан зүйлийн унтаа үлдэгдэл байж магадгүй юм.

Хоёр дахь хар нүх үү?

Гэсэн хэдий ч зарим одон орон судлаачид манай Галактикт өөр нэгэн гэнэтийн зүйл бий гэж үздэг. Бид дундаж масстай хоёр дахь хар нүхний тухай ярьж байгаа бөгөөд залуу оддын бөөгнөрөлийг нэгтгэж, Галактикийн төвд байрлах асар том хар нүх рүү унахаас сэргийлж байна. Түүнээс нэг гэрлийн жил хүрэхгүй зайд 10 сая жилийн настай, өөрөөр хэлбэл одон орны жишгээр маш залуу оддын бөөгнөрөл байж болох юм бэ? Судлаачдын үзэж байгаагаар бөөгнөрөл нь тэнд төрөөгүй (төв хар нүхний эргэн тойрон дахь орчин нь од үүсэхэд дэндүү дайсагнасан) харин дотор нь хоёр дахь хар нүх байсны улмаас тэнд “татагджээ” гэж хариулжээ. дундаж масстай.

Орбитод

Хэт том хар нүхэнд татагдсан бөөгнөрөл дэх бие даасан одод галактикийн төв рүү шилжиж эхлэв. Гэсэн хэдий ч тэд сансарт тархахын оронд бөөгнөрөлийн төвд байрлах хоёр дахь хар нүхний таталцлын ачаар хамтдаа цугларсан хэвээр байна. Энэ хар нүхний массыг бүхэл бүтэн одны бөөгнөрөлийг оосор дээр барих чадвараар нь тооцоолж болно. Дунд зэргийн хэмжээтэй хар нүх нь төв хар нүхийг тойроход 100 орчим жил зарцуулдаг бололтой. Энэ нь олон жилийн урт хугацааны ажиглалтууд бидэнд үүнийг "харах" боломжийг олгоно гэсэн үг юм.

Хар нүх гэдэг нь таталцлын хүч хязгааргүй рүү тэмүүлдэг орон зай, цаг хугацааны одон орны бүс юм. Хар нүхнээс зугтахын тулд биетүүд гэрлийн хурдаас хамаагүй хурдан хурдтай байх ёстой. Энэ нь боломжгүй тул хар нүхний бүсээс гэрлийн квантууд ч ялгардаггүй. Энэ бүхнээс харахад хар нүхний бүс нь ажиглагчаас хичнээн хол байсан ч үл үзэгдэх юм. Иймд хар нүхний дэргэд байрлах биетүүдийн байдал, зан төлөвт дүн шинжилгээ хийж байж л тэдгээрийн хэмжээ, массыг илрүүлж, тодорхойлох боломжтой.

2001 онд Техас мужид болсон Харьцангуй астрофизикийн 20 дахь симпозиум дээр одон орон судлаач Карл Гебхардт, Жон Корменди нар ойролцоох хар нүхнүүдийн массын бодит хэмжилтийг хийсэн нь одон орон судлаачдад хар нүхний өсөлтийн талаарх мэдээлэл авах боломжийг олгосон юм. Энэ аргыг ашигласнаар тухайн үед мэдэгдэж байсан 19-өөс гадна 19 шинэ хар нүх бий болсон бөгөөд тэдгээр нь бүгд супер масстай бөгөөд нэгээс тэрбум хүртэл жинтэй байдаг. Тэд галактикийн төвд байрладаг.

Массын хэмжих арга нь оддын хөдөлгөөн, хийн галактикийн төвүүдийн ойролцоох хөдөлгөөнийг ажиглахад суурилдаг. Ийм хэмжилтийг зөвхөн орон зайн өндөр нарийвчлалтайгаар хийх боломжтой бөгөөд үүнийг Hubble эсвэл NuSTAR гэх мэт сансрын дурангаар хийх боломжтой. Аргын мөн чанар нь квазаруудын хэлбэлзэл, нүхний эргэн тойронд асар их хийн эргэлтэнд дүн шинжилгээ хийх явдал юм. Эргэдэг хийн үүлний тод байдал нь хар нүхний рентген туяаны энергиээс шууд хамаардаг. Гэрэл нь тодорхой хурдтай байдаг тул хийн үүлний тод байдлын өөрчлөлт нь цацрагийн төв эх үүсвэрийн тод байдлын өөрчлөлтөөс хожуу ажиглагддаг. Цагийн зөрүүг ашиглан хийн үүлсээс хар нүхний төв хүртэлх зайг тооцоолно. Хийн үүлний эргэлтийн хурдтай хамт хар нүхний массыг мөн тооцдог. Гэсэн хэдий ч эцсийн үр дүнгийн зөв эсэхийг шалгах арга байхгүй тул энэ арга нь тодорхойгүй байдлыг агуулдаг. Нөгөөтэйгүүр, энэ аргаар олж авсан өгөгдөл нь хар нүхний масс ба галактикийн массын хоорондын хамааралтай тохирч байна.

Эйнштейний орчин үеийн Шварцшильдын санал болгосон хар нүхний массыг хэмжих сонгодог аргыг M=r*c^2/2G томьёогоор тайлбарласан бөгөөд r нь хар нүхний таталцлын радиус, c нь гэрлийн хурд юм. , G нь таталцлын тогтмол юм. Гэсэн хэдий ч энэ нь тусгаарлагдсан, эргэдэггүй, цэнэглэгддэггүй, ууршдаггүй хар нүхний массыг нарийн тодорхойлсон байдаг.

Хар нүхний массыг тодорхойлох цоо шинэ арга нь "дундаж" хар нүхийг нээж, судлах боломжийг олгосон. Энэ нь тийрэлтэт онгоцны радио интерференцийн шинжилгээнд суурилдаг - хар нүх эргэн тойрон дахь дискнээс массыг шингээх үед үүссэн бодисыг гадагшлуулах. Тийрэлтэт онгоцны хурд нь гэрлийн хурдны талаас илүү байж болно. Ийм хурдтай масс нь рентген туяа ялгаруулдаг тул радио интерферометрээр тэмдэглэж болно. Ийм тийрэлтэт онгоцны математик загварчлалын арга нь хар нүхний дундаж массын илүү нарийвчлалтай утгыг олж авах боломжийг олгодог.

Өнгөрсөн оны 7-р сард Тулузын их сургуулийн ажилтнуудаар ахлуулсан хэсэг эрдэмтдийн нийтлэл Nature сэтгүүлд хэвлэгдсэн бөгөөд тус бүлэг нь хэт хүчирхэг рентген туяаны эх үүсвэрийг хайж байсан - гэрэлтэх чадвар нь оддын массын хамгийн дээд гэрэлтүүлгээс давсан объектуудыг хайж байсан; объектууд. Эрдэмтэд Европын Сансрын Агентлагийн (ESA) Ньютон рентген дуран дурангаар хийсэн ажиглалтыг ашиглан биднээс 300 сая гэрлийн жилийн зайд орших галактикаас ESO 243-29-ийг нээсэн байна (Нарны гэрэл Дэлхийд хүрэхэд ердөө 8 минут зарцуулдаг. мөн хамгийн ойроос нарны бус од дөрвөн жил гаруйн хугацаанд бидэнд ирсэн) маш тод рентген туяаны эх үүсвэр юм. Энэ объектын хамгийн их гэрэлтэх хүч нь 1.1.10 42 эрг/с бөгөөд энэ нь жишээлбэл, рентген туяаны муж дахь нарны гэрэлтэх чадвараас 260 сая дахин их юм. Эх сурвалжийг HLX-1 (Hyper-Luminous X-ray source 1) гэж нэрлэсэн бөгөөд энэ нь "хэт хүчтэй рентген туяаны №1 эх үүсвэр" гэж орчуулагддаг.

Гэрэлтүүлгийн үнэлгээ нь эрдэмтэд энэ объектыг дор хаяж 500 нарны масстай хар нүх гэж үзэх боломжийг олгосон.

Өнөөг хүртэл одон орон судлаачид зөвхөн хоёр төрлийн хар нүхний нотолгоог ажиглаж байсан - зарим нь хэт масстай, бусад нь оддын масстай.

Нэг төрөл нь хар нүхнүүд бөгөөд тэдгээрийн масс нь оддын масстай (3-20 нарны масс) харьцуулж болно. Эдгээр нүхнүүд асар том оддын амьдралын төгсгөлд гарч ирдэг бөгөөд одон орон судлаачид одоогоор хэдэн арван ийм объектыг мэддэг. Гэхдээ илүү том хар нүхнүүд (109 орчим нарны масстай) мэдэгдэж байгаа бөгөөд тэдний тоо аль хэдийн мянга давсан байна. Үүнийг одон орон судлаачид ийм нүхийг хаанаас хайхаа мэддэгтэй холбон тайлбарлаж болно: тэдгээр нь галактикийн цөмд байрладаг.

Нэлээд түгээмэл онолоор бол жижиг масстай хар нүхнүүд нийлсний үр дүнд хэт масстай хар нүхнүүд үүсдэг. Гэсэн хэдий ч завсрын масстай хар нүхнүүд хэзээ ч нээгдээгүй бөгөөд энэ чиглэлээр ажиллаж буй эрдэмтдэд тодорхойгүй хэдэн нэр дэвшигчийг эс тооцвол сайрхах зүйл алга.

Өнгөрсөн нэг жилийн хугацаанд эрдэмтэд шинэ ажиглалт хийж, HLX-1 нь завсрын масстай хар нүх гэсэн таамаглалыг баталжээ.

Судалгааны явцад эрдэмтэд Чили дэх Европын өмнөд ажиглалтын төвийн (ESO) VLT телескопоор HLX-1-ийг ажигласан байна. Оптик ажиглалтын тусламжтайгаар тэд объект хүртэлх зайг яг нарийн тодорхойлж, энэ нь "үнэхээр энэ галактикт байрладаг бөгөөд од ч биш, арын эх сурвалж ч биш" гэдгийг баталж чадсан.

"Өмнөх ажлынхаа дараа бид бидний санал болгож буй загвар бодит байдалд хэр үнэн болохыг олж мэдэхийг үнэхээр хүсч байсан" гэж сэтгүүлийн ахлах зохиолч Клаас Виерсема хэлэв. “Том дурангаар авсан зургуудаас бид рентген туяаны объектын газар дээр жижиг оптик эх үүсвэр байгааг харсан. VLT-ийн ажиглалтууд нь энэхүү оптик ялгаруулалт нь HLX-1-тэй холбоотой болохыг баталсан. Бид объект хүртэлх зайг нарийн тодорхойлж, тэнд хар нүх байгааг баталсан. Одоо бид энэ эх үүсвэр яагаад рентген туяанд ийм тод гэрэлтдэг, хэрхэн том галактикт орсныг олж мэдэхийг хүсч байна."

Хар нүх хажуугаар нь өнгөрөх гэрлийн ихэнх хэсгийг шингээх ёстой тул HLX-1 шиг гэрэлтэй рентген туяаны эх үүсвэрүүд тийм гэрэл гэгээтэй байж чадахгүй гэж өмнө нь бодож байсан.

"500-аас 10,000 нарны масстай завсрын масстай хар нүх байхгүй бол энэ объектын физикийг тайлбарлах нь маш хэцүү" гэж нийтлэлийн зохиогчдын нэг Шон Фаррелл хэлэв. "Тиймээс одоохондоо HLX-1-ийн эх үүсвэр нь олон улсын одон орон судлалын нийгэмлэгийн хяналтаас гадуур байна."

Эрдэмтдийн ирээдүйн төлөвлөгөөнд Хаббл сансрын дурангаар хийсэн ажиглалт, HLX-1-тэй төстэй бусад эх сурвалжийг олох оролдлого багтсан байна.

Орчлон ертөнц дэх хар нүхнүүд

Хар нүх гэдэг нь асар том сансрын биетүүдийн таталцлын хүчний хязгааргүй шахалтын (таталцлын уналт) үед үүсдэг сансрын биет юм. Эдгээр объектуудын оршин тогтнохыг харьцангуйн ерөнхий онол урьдчилан таамаглаж байна. "Хар нүх" гэсэн нэр томъёог 1968 онд Америкийн физикч Жон Уилер унасан одыг тодорхойлох зорилгоор шинжлэх ухаанд нэвтрүүлсэн.

Хар нүх гэдэг нь материйн таталцлын бүрэн задралын үр дүнд үүссэн сансар огторгуйн бүс бөгөөд таталцлын таталцлын хүч нь матер, гэрэл, бусад мэдээлэл тээгч ч түүнийг орхиж чадахгүй. Тиймээс хар нүхний дотоод хэсэг нь орчлон ертөнцийн бусад хэсгүүдтэй учир шалтгааны холбоогүй; Хар нүхний доторх физик процессууд түүний гаднах үйл явцад нөлөөлж чадахгүй. Хар нүх нь нэг чиглэлтэй мембраны шинж чанартай гадаргуугаар хүрээлэгдсэн байдаг: бодис ба цацраг туяа хар нүх рүү чөлөөтэй унадаг боловч тэндээс юу ч зугтаж чадахгүй. Энэ гадаргууг "үйл явдлын давхрага" гэж нэрлэдэг. Дэлхийгээс хэдэн мянган гэрлийн жилийн зайд хар нүхнүүд байгаагийн шууд бус шинж тэмдгүүд байсаар байгаа тул бидний цаашдын танилцуулга голчлон онолын үр дүнд тулгуурладаг.

Одон орон судлаачид хар нүхнүүд асар том төрдөггүй, харин хий болон галактикийн оддын нөлөөгөөр аажмаар томордог гэж дүгнэжээ. Аварга хар нүхнүүд галактик үүсэхээс өмнө байгаагүй, харин тэдэнтэй зэрэгцэн хөгжиж, галактикийн төв бүс дэх оддын массын тодорхой хувийг, хийн хийн шингээж авсныг мэдээлэл харуулж байна. Энэ нь жижиг галактикуудад хар нүхнүүд бага масстай, хэдхэн сая нарны массаас арай илүү масстай гэсэн үг юм. Аварга галактикуудын төв дэх хар нүхнүүд хэдэн тэрбум нарны массыг агуулдаг. Гол нь хар нүхний эцсийн масс нь галактик үүсэх үед үүсдэг. Зарим тохиолдолд хар нүхнүүд бие даасан галактикаас хийг хэрэглэснээр томорч зогсохгүй галактикуудыг нэгтгэснээр хар нүхнүүд нь нийлдэг.

Хар нүх үүсэх

Хар нүхнүүд нь 3-аас дээш нарны масстай аварга том нейтрон одод сүйрсний үр дүнд үүсдэг. Шахах үед тэдний таталцлын орон улам нягт болдог. Эцэст нь, од гэрэл нь таталцлыг даван туулж чадахаа болих хэмжээгээр агшдаг. Од хар нүх болохын тулд багасах ёстой радиусыг таталцлын радиус гэж нэрлэдэг. Их хэмжээний оддын хувьд энэ нь хэдэн арван километр юм. Хар нүхнүүд гэрэлтдэггүй тул тэдгээрийг шүүх цорын ганц арга бол таталцлын талбайн бусад биед үзүүлэх нөлөөг ажиглах явдал юм. Ойролцоох 10 гаруй рентген хоёр одонд хар нүх байдгийн шууд бус нотолгоо байдаг. Энэ нь нэгдүгээрт, рентген пульсар эсвэл рентген тэсрэлтийн шинж чанартай хатуу гадаргуугийн шинж тэмдэг илрээгүй, хоёрдугаарт, хоёртын системийн үл үзэгдэх бүрэлдэхүүн хэсгийн их масс (3-аас дээш) зэргээр дэмжигддэг. нарны масс). Хар нүхэнд нэр дэвшигчдийн нэг нь Cygnus одны рентген туяаны хамгийн тод эх үүсвэр болох Cygnus X-1 юм.

Орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу хар нүх үүсэх дөрвөн хувилбар байдаг.

1. Нэлээд том одны (3.6-аас дээш нарны масстай) хувьслын эцсийн шатанд таталцлын уналт (гамшгийн шахалт).

2. Галактикийн төв хэсэг буюу прогалактикийн хийн нуралт. Одоогийн санаанууд бүгд биш юмаа гэхэд олон спираль болон эллипс галактикуудын төвд асар том хар нүхийг байрлуулж байна. Жишээлбэл, манай 3. 3. 3. Галактикийн төвд 4.31х10 6 М масстай Sagittarius A* хар нүх байдаг бөгөөд түүний эргэн тойронд жижиг хар нүх эргэлддэг.

4. Таталцлын орон ба/эсвэл материйн хэлбэлзлийн үр дүнд Их тэсрэлтийн үед хар нүх үүсэх. Ийм хар нүхийг анхдагч гэж нэрлэдэг.

Хар нүхний хувьсал

Эрдэмтэд хоёр өөр ангиллын хар нүх байдгийг баттай нотолж байна: эхнийх нь нарнаас 10 дахин их оддын масстай хар нүхнүүд, хоёр дахь нь галактикуудын төвд байрладаг, хэдэн зуугаас хэдэн зуу хүртэлх масстай хэт масстай хар нүхнүүд юм. хэдэн мянгаас хэдэн тэрбум нарны масстай. Харин завсрын масстай хар нүхнүүд хэрхэн үүсч, оршин тогтнодог нь нууц хэвээр байна вэ? Бид 100-10,000 нарны масстай завсрын масстай хар нүх гэж нэрлэгддэг тухай ярьж байна.

Эдгээр объектуудын гарал үүслийн талаархи нотолгоо маргаантай хэвээр байна. Өнөөг хүртэл нэг галактикт нэгээс илүү ийм хар нүх олдоогүй байна. Гэвч судлаачдын баг рентген туяаны мэдээллийг судалснаар дэлхийгээс 12 сая гэрлийн жилийн зайд орших M82 галактикаас дунд масстай хоёр хар нүх байгааг олж тогтоожээ.

М82 дахь хар нүхнүүдээс ялгарах цацрагийн шинж чанарт үндэслэн судлаачид нэг хар нүхний масс нь 12-43 мянган нарны масс, хоёр дахь нь 200-800 нарны массын хооронд хэлбэлздэг гэсэн дүгнэлтэд хүрсэн байна. Эхний объект нь M82 галактикийн төвөөс 290 гэрлийн жилийн зайд байрладаг. Хоёр дахь объект нь галактикийн төвөөс 600 гэрлийн жилийн зайд байрладаг.

Хятадын Цинхуа их сургуулийн эрдэмтдийн нэг Хуа Фэн "Нэг галактикаас анх удаа дунд масстай хоёр хар нүх нээсэн" гэж "Тэдний галактикийн төвтэй ойролцоо байрлал нь гарал үүслийн талаарх мэдээллийг агуулсан байж магадгүй юм Ертөнцийн хамгийн том хар нүхнүүдийн нэг, тухайлбал ихэнх галактикуудын төвд байдаг асар том хар нүхнүүд."

Хэт масстай хар нүх үүсэх нэг боломжит механизм бол одод ба авсаархан оддын бөөгнөрөл хоорондын мөргөлдөөний гинжин урвал бөгөөд маш том биетүүд хуримтлагдаж улмаар завсрын масстай хар нүхнүүд үүсдэг. Дараа нь завсрын хар нүхнүүд галактикийн төв рүү татагдаж, галактикийн төвд байрлах супер масстай хар нүхтэй нийлдэг.

Айова мужийн их сургуулийн Фил Карет "М82 дахь ижил төстэй хар нүх үүсэх үйл явц энэ онолыг дэмжиж байгаа эсэхийг бид тодорхой хэлж чадахгүй ч эдгээр дунд хэмжээний хар нүх хоёулаа оддын бөөгнөрөлтэй ойролцоо байрладаг гэдгийг бид мэднэ" гэж Айова мужийн их сургуулийн Фил Карет хэлэв. "Үүнээс гадна M82 бол маш олон тооны одтой, орчлон ертөнцийн эхэн үеийнхтэй төстэй нөхцөлтэй, бидэнд хамгийн ойрхон галактик юм."

Өнөөг хүртэл одон орон судлаачид нэг галактикт дунд масстай хоёр хар нүх байж болох эсэхийг тодорхой мэдэхгүй байсан. Магадгүй нээлт нь галактик дахь хэт масс хар нүхнүүдийн үүсэх, хувьслын үйл явцыг гэрэлтүүлэх болно.

Хар нүхний төрлүүд

Оддын массын хар нүхнүүд.Оддын массын хар нүхнүүд нь термоядролын түлш бүрэн шатаж, урвал зогссоны дараа одны амьдралын эцсийн шат болж үүсдэг бөгөөд энэ нь онолын хувьд хөргөж эхлэх бөгөөд энэ нь дотоод даралт буурахад хүргэдэг; таталцлын нөлөөгөөр одны шахалт. Шахалт нь тодорхой үе шатанд зогсох эсвэл таталцлын хурдацтай уналт болж хувирдаг. Оддын масс ба өнцгийн импульсээс хамааран дараах эцсийн төлөвүүд боломжтой.

Массаас хамааран гели, нүүрстөрөгч, хүчилтөрөгч, неон, магни, цахиур, төмрөөс бүрддэг устаж үгүй ​​болсон маш нягт од (гол элементүүдийг үлдэгдэл одны массын өсөлтийн дарааллаар жагсаав). Ийм үлдэгдлийг цагаан одой гэж нэрлэдэг бөгөөд тэдгээрийн масс нь Чандрасекхарын хязгаараар хязгаарлагддаг.

Масс нь Оппенгеймер-Волковын хязгаараар хязгаарлагддаг нейтрон од.

Хар нүх.

Оддын үлдэгдлийн масс нэмэгдэхийн хэрээр тэнцвэрийн тохиргоо нь тайлбарласан дарааллын дагуу доошоо хөдөлдөг. Момент нь үе шат бүрт хамгийн их массыг нэмэгдүүлдэг, гэхдээ чанарын хувьд биш, харин тоон хэмжээгээр (хамгийн ихдээ 2-3 удаа).

Оддын хувьслын эцсийн төлөв нь хар нүх байх нөхцөл (гол төлөв масс) хангалттай сайн судлагдаагүй, учир нь энэ нь туршилтын судалгаа хийх боломжгүй маш өндөр нягтрал дахь бодисын төлөв байдал, төлөв байдлын талаархи мэдлэгийг шаарддаг. Хувьслын сүүлийн үе шатанд оддыг загварчлах нь шинээр гарч ирж буй химийн найрлагын нарийн төвөгтэй байдал, үйл явцын онцлог хугацаа эрс багассан зэргээс шалтгаалан нэмэлт бэрхшээл үүсгэдэг. Сансар огторгуйн хамгийн том гамшиг болох суперновагийн дэлбэрэлтүүд яг оддын хувьслын эдгээр үе шатанд тохиолддог гэдгийг дурдахад хангалттай. Төрөл бүрийн загварууд таталцлын уналтын үр дүнд үүссэн хар нүхний массыг 2.5-аас 5.6 нарны массаас бага үнэлдэг. Хар нүхний радиус маш бага буюу хэдэн арван километр.

Дараа нь хар нүх нь материйн шингээлтээс болж ургаж болно - дүрмээр бол энэ нь хоёртын одны систем дэх хөрш одны хий юм (жижиг диаметртэй тул хар нүх бусад одон орны объекттой мөргөлдөх магадлал маш бага юм. ). Аливаа авсаархан астрофизик биет, тэр дундаа хар нүхэн дээр хий унах процессыг аккреция гэж нэрлэдэг. Энэ тохиолдолд хийн эргэлтийн улмаас аккрецийн диск үүсдэг бөгөөд энэ нь матери харьцангуй хурдаар хурдасч, халж, үр дүнд нь хүчтэй ялгардаг, тэр дундаа рентген туяаны хүрээг хамардаг. зарчмын хувьд хэт ягаан туяа болон рентген дуран ашиглан ийм аккрецийн дискийг (мөн хар нүх) илрүүлэх. Гол асуудал нь нейтрон од ба хар нүхний аккрецийн дискний ялгааг бүртгэх жижиг хэмжээтэй, хүндрэлтэй байдаг нь хар нүхтэй одон орны объектыг тодорхойлоход тодорхойгүй байдалд хүргэдэг. Гол ялгаа нь бүх объект дээр унасан хий нь эрт орой хэзээ нэгэн цагт хатуу гадаргуутай тулгардаг бөгөөд энэ нь тоормослох үед хүчтэй цацраг туяа үүсгэдэг, харин хар нүхэн дээр хийн үүл бууж, таталцлын цаг хязгааргүй ихсэх (улаан шилжилт) -ээс болж энэ нь зүгээр л бүдгэрдэг. Cygnus X-1 эх үүсвэрийн хувьд Хаббл телескопоор ажигласнаар үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд ойртоход хурдан байна.

Хар нүхнүүд бусад ододтой мөргөлдөх, түүнчлэн хар нүх үүсэхэд хүргэдэг нейтрон оддын мөргөлдөөн нь хүчтэй таталцлын цацрагийг үүсгэдэг бөгөөд ойрын жилүүдэд таталцлын дурангаар илрүүлэх боломжтой болно. Одоогоор рентген туяаны мужид мөргөлдөөн ажиглагдсан тухай мэдээлэл байна. 2011 оны 8-р сарын 25-нд шинжлэх ухааны түүхэнд анх удаа Япон, Америкийн хэсэг мэргэжилтнүүд 2011 оны 3-р сард хар нүхэнд залгигдсан одны үхэх мөчийг бүртгэж чадсан гэсэн мессеж гарч ирэв.

Хэт том хар нүхнүүд.Орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу хэт том хар нүхнүүд ихэнх галактикуудын цөмийг бүрдүүлдэг. Эдгээрт манай галактикийн цөмд байдаг асар том хар нүх - Sagittarius A

Одоогоор оддын болон галактикийн масштабын хар нүхнүүд байгаа нь одон орны ажиглалтаар найдвартай нотлогдсон гэж ихэнх эрдэмтэд үзэж байна.

Америкийн одон орон судлаачид асар том хар нүхнүүдийн массыг дутуу үнэлдэг болохыг тогтоожээ. Судлаачид одоо ажиглагдаж буй M87 галактик (Дэлхийгээс 50 сая гэрлийн жилийн зайд оршдог) оддыг хөдөлгөхийн тулд төвийн хар нүхний масс дор хаяж 6.4 тэрбум нарны масстай, өөрөөр хэлбэл хоёр дахин их байх ёстойг тогтоожээ. M87 цөмийн одоогийн тооцоолол нь 3 тэрбум нарны масс юм.

Галактикийн цөм дэх хар нүхний хувьд таталцлын радиус нь 3 10 15 см = 200 AU байна. Энэ нь нарнаас Плутон хүртэлх зайнаас тав дахин их юм. Чухал нягт нь 0.2 10 -3 г / см³ бөгөөд энэ нь агаарын нягтаас хэд дахин бага юм.

Анхны хар нүхнүүдодоогоор таамаглалын статустай байна. Хэрэв орчлон ертөнцийн амьдралын эхний мөчүүдэд таталцлын талбайн жигд байдал, материалын нягтралаас хангалттай хазайлт байсан бол нуралтаар тэднээс хар нүх үүсч болно. Түүнээс гадна тэдний масс нь одны нуралт шиг доороос хязгаарлагдахгүй - тэдний масс нэлээд бага байж магадгүй юм. Анхдагч хар нүхийг нээх нь хар нүхний ууршилтын үзэгдлийг судлах боломжтой учраас онцгой анхаарал татаж байна.

Квантын хар нүхнүүд.Цөмийн урвалын үр дүнд квант хар нүх гэж нэрлэгддэг тогтвортой микроскопийн хар нүхнүүд үүсч болно гэж үздэг. Ийм объектын математик тайлбарын хувьд таталцлын квант онол хэрэгтэй. Гэсэн хэдий ч ерөнхий үүднээс авч үзвэл хар нүхний массын спектр нь салангид бөгөөд хамгийн бага хар нүх буюу Планкийн хар нүх байдаг байх магадлалтай. Түүний масс нь ойролцоогоор 10 −5 г, радиус нь 10 −35 м юм. Планкийн хар нүхний Комптон долгионы урт нь таталцлын радиустай тэнцүү байна.

Квантын хар нүхнүүд байдаг ч тэдний амьдрах хугацаа маш богино байдаг нь шууд илрүүлэхэд маш их бэрхшээлтэй байдаг.

Сүүлийн үед цөмийн урвалын хар нүхний нотолгоог илрүүлэх туршилтыг санал болгож байна. Гэсэн хэдий ч хурдасгуур дахь хар нүхийг шууд нийлэгжүүлэхэд өнөөдөр хүрч чадахгүй байгаа 10 26 эВ энерги шаардлагатай. Хэт өндөр энергийн урвалын үед виртуал завсрын хар нүх гарч ирдэг бололтой.

Том адрон коллайдер дээр нийт 7 ТеВ энергитэй протон-протоны мөргөлдөөн дээр хийсэн туршилтууд нь энэ энерги нь бичил хар нүх үүсгэхэд хангалтгүй болохыг харуулсан. Эдгээр өгөгдлүүд дээр үндэслэн бичил хар нүхнүүд нь тодорхой хэрэгжилтээс хамааран 3.5-4.5 TeV-ээс хүнд байх ёстой гэж дүгнэсэн.