Kosmoses juhtub palju hämmastavaid asju, mille tulemusena tekivad uued tähed, kaovad vanad ja tekivad mustad augud. Üks suurepäraseid ja salapäraseid nähtusi on gravitatsiooniline kollaps, mis lõpetab tähtede evolutsiooni.
Tähe evolutsioon on muutuste tsükkel, mille täht oma eksisteerimise jooksul (miljoneid või miljardeid aastaid) läbi teeb. Kui selles olev vesinik lõpeb ja muutub heeliumiks, moodustub heeliumi tuum ja kosmoseobjekt ise hakkab muutuma punaseks hiiglaseks - hiliste spektriklasside täheks, millel on kõrge heledus. Nende mass võib olla 70 korda suurem kui Päikese mass. Väga eredaid superhiiglasi nimetatakse hüpergiantideks. Lisaks suurele heledusele eristab neid lühike eluiga.
Kokkuvarisemise olemus
Seda nähtust peetakse selliste tähtede evolutsiooni lõpp-punktiks, mille kaal on üle kolme päikese massi (Päikese kaal). Seda väärtust kasutatakse astronoomias ja füüsikas teiste kosmosekehade kaalu määramiseks. Kokkuvarisemine toimub siis, kui gravitatsioonijõud põhjustavad tohutute suurte massidega kosmiliste kehade väga kiiret kokkuvarisemist.
Tähed, mis kaaluvad rohkem kui kolm päikesemassipiisav alt materjali pikaajalisteks termotuumareaktsioonideks. Kui aine lõpeb, peatub ka termotuumareaktsioon ja tähed lakkavad olemast mehaaniliselt stabiilsed. See toob kaasa tõsiasja, et need hakkavad ülehelikiirusel keskpunkti poole kahanema.
Neutronitähed
Kui tähed tõmbuvad kokku, põhjustab see sisemise surve kogunemist. Kui see kasvab piisav alt tugevaks, et peatada gravitatsiooniline kokkutõmbumine, ilmub neutrontäht.
Sellisel kosmilisel kehal on lihtne struktuur. Täht koosneb tuumast, mida katab maakoor ja mis omakorda moodustub elektronidest ja aatomituumadest. Umbes 1 km paksune on teiste kosmosest leitud kehadega võrreldes suhteliselt õhuke.
Neutrontähtede kaal on võrdne Päikese kaaluga. Nende erinevus seisneb selles, et nende raadius on väike - mitte rohkem kui 20 km. Nende sees interakteeruvad aatomituumad üksteisega, moodustades nii tuumaainet. See on rõhk selle küljelt, mis ei lase neutrontähel veelgi kahaneda. Seda tüüpi tähed on väga suure pöörlemiskiirusega. Nad on võimelised tegema sadu pöördeid ühe sekundiga. Sünniprotsess algab supernoova plahvatusest, mis toimub tähe gravitatsioonilise kokkuvarisemise ajal.
Supernoovad
Supernoova plahvatus on tähe heleduse järsu muutumise nähtus. Seejärel hakkab täht aeglaselt ja järk-järgult kustuma. Nii lõpeb gravitatsiooni viimane etappkollaps. Kogu kataklüsmiga kaasneb suure hulga energia vabanemine.
Tuleb märkida, et Maa elanikud näevad seda nähtust alles pärast seda. Valgus jõuab meie planeedile kaua pärast haiguspuhangut. See tekitas raskusi supernoova olemuse kindlaksmääramisel.
Neutrontähe jahutamine
Pärast neutrontähe moodustanud gravitatsiooni kokkutõmbumise lõppu on selle temperatuur väga kõrge (palju kõrgem kui Päikese temperatuur). Täht jahtub neutriinojahutuse tõttu.
Paari minuti jooksul võib nende temperatuur langeda 100 korda. Järgmise saja aasta jooksul - veel 10 korda. Pärast tähe heleduse vähenemist aeglustub selle jahtumine oluliselt.
Oppenheimeri-Volkovi limiit
Ühelt poolt näitab see indikaator neutrontähe maksimaalset võimalikku kaalu, mille juures gravitatsiooni kompenseerib neutrongaas. See hoiab ära gravitatsioonilise kollapsi lõppemise musta auguga. Teisest küljest on nn Oppenheimeri-Volkovi piir ka tähe evolutsiooni käigus tekkinud musta augu kaalu alumine piir.
Arvukate ebatäpsuste tõttu on selle parameetri täpset väärtust raske määrata. Siiski eeldatakse, et see jääb vahemikku 2,5–3 päikese massi. Praegu väidavad teadlased, et kõige raskem neutrontähton J0348+0432. Selle kaal on rohkem kui kaks päikesemassi. Kõige kergema musta augu kaal on 5-10 päikesemassi. Astrofüüsikud väidavad, et need andmed on eksperimentaalsed ja puudutavad ainult praegu teadaolevaid neutrontähti ja musti auke ning viitavad massiivsemate tähtede olemasolule.
Mustad augud
Must auk on üks hämmastavamaid nähtusi, mida kosmoses leidub. See on aegruumi piirkond, kust gravitatsiooniline tõmbejõud ei lase ühelgi objektil se alt välja pääseda. Isegi valguse kiirusel liikuvad kehad (sealhulgas valguse kvantid ise) ei suuda se alt lahkuda. Kuni 1967. aastani nimetati musti auke "külmunud tähtedeks", "varisejateks" ja "kokkuvarisenud tähtedeks".
Mustal augul on vastand. Seda nimetatakse valgeks auguks. Teatavasti on mustast august võimatu välja tulla. Mis puutub valgetesse, siis nendesse ei saa tungida.
Lisaks gravitatsioonilisele kollapsile võib musta augu tekke põhjuseks olla kollaps galaktika keskmes või protogalaktiline silm. Samuti on olemas teooria, et mustad augud tekkisid Suure Paugu tagajärjel nagu meie planeet. Teadlased nimetavad neid esmaseks.
Meie galaktikas on üks must auk, mis astrofüüsikute sõnul tekkis ülimassiivsete objektide gravitatsioonilise kokkuvarisemise tõttu. Teadlased väidavad, et sellised augud moodustavad paljude galaktikate tuuma.
Ameerika Ühendriikide astronoomid viitavad sellele, et suurte mustade aukude suurust võidakse oluliselt alahinnata. Nende oletused põhinevad asjaolul, et selleks, et tähed saavutaksid kiiruse, millega nad liiguvad läbi galaktika M87, mis asub meie planeedist 50 miljoni valgusaasta kaugusel, peab M87 galaktika keskmes asuva musta augu mass olema vähem alt 6,5 miljardit päikesemassi. Praegu on üldtunnustatud seisukoht, et suurima musta augu kaal on 3 miljardit päikesemassi ehk üle poole vähem.
Mustade aukude süntees
On olemas teooria, et need objektid võivad tekkida tuumareaktsioonide tulemusena. Teadlased on andnud neile nimetuse kvantmustad kingitused. Nende minimaalne läbimõõt on 10-18 m ja väikseim mass on 10-5 g.
Suur hadronite põrgataja loodi mikroskoopiliste mustade aukude sünteesimiseks. Eeldati, et selle abiga on võimalik mitte ainult sünteesida musta auku, vaid ka simuleerida Suurt Pauku, mis võimaldaks taasluua paljude kosmoseobjektide, sealhulgas planeedi Maa, moodustumise protsessi. Katse aga ebaõnnestus, kuna mustade aukude loomiseks polnud piisav alt energiat.
