ŠVIESUMAS

Bendra žvaigždės spinduliavimo galia visame elektromagnetinio spektro diapazone vadinama tikruoju arba bolometriniu „šviesumu“. Pavyzdžiui, Saulės šviesumas yra 3,86ґ1026 W. Kuo didesnė normalios žvaigždės masė, tuo didesnis jos šviesumas; jis auga maždaug kaip masės kubas. Šis masės ir šviesumo santykis pirmiausia buvo nustatytas iš stebėjimų, o vėliau gavo teorinį pagrindimą.

Energijos srautas, einantis iš žvaigždės į Žemę, vadinamas „tariamu ryškumu“; tai priklauso ne tik nuo tikrojo žvaigždės šviesumo, bet ir nuo jos atstumo nuo Žemės. Mažo šviesumo žvaigždė arti Žemės gali turėti didesnį ryškumą nei didelio šviesumo žvaigždė, esanti dideliu atstumu.

žvaigždės atmosferos spektro temperatūra

ŽVAIGŽDĖS TEMPERATŪRA

Viena iš svarbiausių savybių, lemiančių dangaus kūnų fizinę būklę, yra jų temperatūra. Kaip ir kiti parametrai, šviestuvų temperatūra nustatoma pagal jų spinduliuotę, taikant tam tikras teorines prielaidas. Visų pirma daroma prielaida, kad šviesos šaltinis yra termodinaminės pusiausvyros būsenoje.

Kadangi pastaroji ne visada vyksta žvaigždžių atmosferose, žvaigždžių temperatūros nustatymas įvairiais metodais gali labai skirtis vienas nuo kito. Efektyvioji žvaigždės temperatūra – tai juodo kūno temperatūra, kurios dydis lygus žvaigždės dydžiui, o bendra spinduliuotė lygi bendram žvaigždės spinduliuotei.

Efektyvioji žvaigždės temperatūra nustatoma pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį E = oT4. Norint pagal šią lygtį nustatyti žvaigždės temperatūrą, reikia apskaičiuoti bendrą žvaigždės išskiriamos energijos kiekį per laiko vienetą, išsiaiškinti atstumą iki žvaigždės ir jos spindulį, remiantis šiais duomenimis, nustatyti E reikšmę. ir tada temperatūra.

Žvaigždžių paviršiaus temperatūra buvo nustatyta pagal bendrą išorinių žvaigždžių sluoksnių spinduliuotę, darant prielaidą, kad žvaigždės spinduliuoja kaip absoliučiai juodi kūnai. Ši temperatūra svyruoja nuo 30 000 iki 3000 ° atskiroms galaktikos žvaigždėms. Žvaigždžių vidaus temperatūra siekia milijonus laipsnių. Žvaigždžių, kurių paviršiaus temperatūra yra 30 000 °, vidaus temperatūra greičiausiai bus 100 000 000 °. Žvaigždėms, kurių paviršiaus temperatūra yra 3000 °, žvaigždžių vidaus temperatūra yra 10 000 000 °.

Saulės paviršiaus temperatūra yra 6 000 °, o šerdies temperatūra - 13 000 000 °. Spalvos ir ryškumo temperatūra. Spektrofotometrinė, arba spalvos, žvaigždės temperatūra yra absoliučiai juodo kūno temperatūra, kuri yra artimiausia stebimam santykiniam spinduliuotės intensyvumo pasiskirstymui nagrinėjamoje spektro dalyje. Žvaigždės temperatūra, nustatyta skirtingoms jos spektro dalims, šiuo atveju gali būti skirtinga.

Jeigu žinomas žvaigždės spinduliuotės intensyvumo santykinis pasiskirstymas visame matomame diapazone, tai žvaigždės spalvinę temperatūrą galima nustatyti pagal Wieno dėsnį: Žvaigždės temperatūra pagal Wieno dėsnį nustatoma taip. Nubraižoma žvaigždės energijos pasiskirstymo kreivė, o prie šios kreivės pritaikoma teorinė kreivė su artimiausiu maksimumu, gauta iš juodųjų kūno spinduliuotės teorijos. Žvaigždės spalvos temperatūrai nustatyti naudojama maksimumo padėtis.

Jei žvaigždės temperatūra visame spektriniame diapazone nustatoma lyginant su Plancko formule, tai ši temperatūra vadinama šviesumu. Aukščiau pateikti žvaigždžių temperatūros nustatymo metodai yra apytiksliai. To priežastys yra absorbcija energijos dalijimosi spektre, pirma, dėl to, kad tamsios žvaigždės iškreipia ištisinio spektro vaizdą, ir, antra, žvaigždžių spinduliavimo pobūdis skiriasi nuo absoliučiai juodo kūno spinduliavimo.

Žvaigždžių spalvų indeksas. Žvaigždžių temperatūra lemia jų spalvą. Būtent aukščiausios temperatūros (apie 30 000 ° paviršiuje) žvaigždės yra melsvai baltos spalvos. Žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra yra maždaug 3000 °, yra raudonos spalvos.

Saulė, kurios paviršiaus temperatūra yra 6000 °, yra geltonos spalvos. Vidutinės paviršiaus temperatūros žvaigždės yra baltos, gelsvai baltos ir gelsvai raudonos. Taigi skirtingos temperatūros žvaigždės mums atrodo skirtingos spalvos. Tai nesunku pastebėti, jei atidžiai žiūrite į žvaigždėtą dangų.

Šiuo atveju kai kurios žvaigždės mums atrodys melsvai baltos (Sirius, Vega), kitos – geltonos (Capella, Spica) ir galiausiai kai kurios – raudonos (Antares, Aldebaran). Kaip žvaigždės spalvos matas priimamas: per mėlyną filtrą nufotografuotos žvaigždės ryškumas, o per geltoną filtrą – jos šviesumas.

Skirtumas tarp šių verčių vadinamas žvaigždės spalvos indeksu ir yra laikomas žvaigždės spalvos matu. Galite pateikti kitą žvaigždės spalvos apibrėžimą: spalvų indeksas yra skirtumas tarp fotografinio žvaigždės dydžio ir vizualiai stebimo dydžio. Pastarasis apibrėžimas pagrįstas tuo, kad fotografinė plokštelė jautriausia mėlyniems spinduliams, o akis – raudonai.

Baltųjų Sirijaus tipo žvaigždžių fotografiniai ir vizualiniai dydžiai yra vienodi. Mėlynos žvaigždės bus ryškesnės fotografiškai nei vizualiai. Todėl skirtumas tarp fotografinio ir vizualinio tokių žvaigždžių dydžių bus neigiamas. Geltonos ir raudonos žvaigždės fotografiškai bus mažiau ryškios nei vizualiai. Todėl skirtumas tarp fotografinio ir vizualinio tokių žvaigždžių dydžių bus teigiamas.

Žvaigždės temperatūros ir dydžio nustatymas pagal spalvų indeksą. Žvaigždės spalvą galima apibūdinti, viena vertus, pagal jos spalvos indikatorių, kita vertus, pagal didžiausios spinduliuotės bangos ilgį ir pagal Wieno dėsnį nustatyti žvaigždės temperatūrą. Todėl galima nurodyti žvaigždės spalvos indekso priklausomybę nuo temperatūros. Šis ryšys gali būti išreikštas formule arba pateikiamas grafiškai. Taigi žvaigždės spalvos indeksas leidžia nustatyti jos temperatūrą.

Tarkime, kad be žvaigždės temperatūros (kuri nustatoma pagal jos spalvos indeksą), žinomas ir atstumas D iki žvaigždės (nustatomas metiniu paralaksu). Tada, žinodami tariamą žvaigždės dydį ir atstumą iki jos, nustatome jos absoliutųjį dydį M.

Žinodami absoliučią vertę, nustatykime jos šviesumą L, kuris yra žvaigždės energijos spinduliuotės matas. Tačiau žvaigždės spinduliuotę lemia jos temperatūra ir dydis. Todėl žinant šviesumą L ir temperatūrą, galima apskaičiuoti žvaigždės tiesinį spindulį, išreikštą Saulės spinduliais. Taigi, žinodami spalvų indeksą ir atstumą iki žvaigždės, galite nustatyti žvaigždės dydį.

10 klasės vadovėlis

Žvaigždžių spektrai, temperatūros, šviesumas ir atstumai iki jų

Tyrinėdamas žvaigždes, mokslas išsiaiškino didžiulę jų įvairovę, nors visos jos panašios į Saulę ta prasme, kad yra savaime šviečiantys, kaitinantys dujų rutuliai, iš savo gelmių semiantys milžiniškas energijos atsargas. Viena vertus, tai rodo, kad mūsų Saulė yra ne unikali Visatoje, o viena iš daugybės saulių ir niekuo neišsiskirianti. Kita vertus, nustatyta, kad žvaigždžių įvairovėje yra tam tikrų dėsningumų dėl fizinių priežasčių.

Žvaigždžių kataloguose pateikiamos ne tik visų 6000 plika akimi matomų žvaigždžių koordinatės ir dydžių įverčiai, bet ir daugelio silpnesnių – iki 11 dydžių. Jų skaičius siekia apie milijoną. Fotografiniame dangaus atlase, plačiai naudojamame astronomų, pavaizduotos žvaigždės iki 21 balo. Visame danguje jų yra apie 2 mlrd.

§22.1. Žvaigždžių spektrai, spalva ir temperatūra

Žvaigždžių spektrai yra labai įvairūs. Beveik visi jie yra sugerties spektrai. Tai yra šviesos sugerties išoriniuose žvaigždžių apvalkaluose rezultatas. Spektrų tyrimas leidžia nustatyti žvaigždžių atmosferų cheminę sudėtį.

Visų žvaigždžių atmosferoje vyrauja vandenilis ir helis. Žvaigždžių spektro pobūdis priklauso nuo jų atmosferos temperatūros ir slėgio. Esant aukštai temperatūrai, molekulės skyla į atomus. Dar aukštesnėje temperatūroje mažiau patvarūs atomai sunaikinami, jie virsta jonais, prarasdami elektronus. Daugelio cheminių elementų jonizuoti atomai, pavyzdžiui, neutralūs atomai, skleidžia ir sugeria energiją tam tikru bangos ilgiu. Lyginant to paties cheminio elemento atomų ir jonų sugerties linijų intensyvumus, teoriškai nustatomas jų santykinis kiekis. Tai yra temperatūros funkcija. Taigi tamsios žvaigždžių spektro linijos gali būti naudojamos jų atmosferos temperatūrai nustatyti. Tai papildo galimybę nustatyti žvaigždžių temperatūras pagal energijos pasiskirstymą jų nuolatiniame spektre ir išmatuojant iš jų Žemėje gaunamą energiją.

Žvaigždžių spektrai skirstomi į klases, žymimas lotyniškomis raidėmis ir skaičiais (žr. 88 pav.).

Žvaigždžių spalva ir spektras yra susiję su jų temperatūra. Santykinai vėsiose žvaigždėse vyrauja spinduliuotė raudonoje spektro srityje, todėl jos turi raudoną spalvą. Raudonųjų žvaigždžių temperatūra žema. Jis auga paeiliui nuo raudonų žvaigždžių iki oranžinės spalvos, tada geltona, gelsva, balta ir melsva. Šioje sekoje keičiasi kaitinamojo kūno spalva. Šaltų raudonų M klasės žvaigždžių, kurių temperatūra yra apie 3000 ° K, spektrai rodo paprasčiausių dviatomių molekulių, dažniausiai titano oksidų, sugerties juostas. Kitų raudonųjų žvaigždžių spektruose vyrauja anglies arba cirkonio oksidai. Pirmojo M klasės dydžio raudonos žvaigždės - Antares, Betelgeuse. G klasės geltonųjų žvaigždžių, kurioms priklauso Saulė (kurių paviršiaus temperatūra yra 6000 ° K), spektruose vyrauja plonos metalų linijos: geležis, kalcis, natris ir kt. Baltųjų A klasės žvaigždžių, tokių kaip Sirius, Vega ir Deneb, spektruose vandenilio linijos yra stipriausios. Yra daug neryškių jonizuotų metalų linijų. Tokių žvaigždžių temperatūra yra apie 10 000 ° K.

Karščiausių melsvų žvaigždžių, kurių temperatūra apie 30 000 K, spektruose matomos neutralaus ir jonizuoto helio linijos. Daugumos žvaigždžių temperatūra svyruoja nuo 3000 iki 30 000 °K. Kai kurių žvaigždžių temperatūra yra apie 100 000 °K.

Daugumos žvaigždžių ir Saulės gaunamas energijos šaltinis yra branduolinės vandenilio virsmo heliu reakcijos, vykstančios jų žarnyne aukštesnėje nei 10 000 000 ° K temperatūroje. (Daugiau apie tai žr. § 30.)

Kiekiai. Bendru susitarimu šios skalės parenkamos taip, kad baltos žvaigždės, tokios kaip Sirijus, abiejų mastelių dydis būtų vienodas. Skirtumas tarp fotografinių ir fotovizualinių verčių vadinamas tam tikros žvaigždės spalvų indeksu. Mėlynoms žvaigždėms, tokioms kaip Rigel, šis skaičius bus neigiamas, nes tokios žvaigždės ant įprastos plokštelės labiau juodina nei ant geltonai jautrios šviesos.

Raudonųjų žvaigždžių, tokių kaip Betelgeuse, spalvų indeksas siekia + 2–3 dydžius. Šis spalvos matavimas taip pat yra žvaigždės paviršiaus temperatūros matavimas, o mėlynos žvaigždės yra daug karštesnės nei raudonos.

Kadangi spalvų indeksus galima gauti gana lengvai net ir labai silpnoms žvaigždėms, jie turi didelę reikšmę tiriant žvaigždžių pasiskirstymą erdvėje.

Prietaisai yra viena iš svarbiausių žvaigždžių tyrimo įrankių. Netgi paviršutiniškiausias žvilgsnis į žvaigždžių spektrus atskleidžia, kad jos nėra vienodos. Balmerio vandenilio linijos kai kuriuose spektruose yra stiprios, kai kuriose jos yra silpnos, kai kuriose jų visai nėra.

Netrukus paaiškėjo, kad žvaigždžių spektrus galima suskirstyti į nedidelį skaičių klasių, palaipsniui pereinančių viena į kitą. Šiuo metu naudojamas spektrinė klasifikacija buvo sukurta Harvardo observatorijoje vadovaujant E. Pickeringui.

Iš pradžių spektrinės klasės buvo žymimos lotyniškomis raidėmis abėcėlės tvarka, tačiau tobulinant klasifikaciją buvo nustatyti tokie pavadinimai viena po kitos einančioms klasėms: O, B, A, F, G, K, M. kelios neįprastos žvaigždės sujungiamos į R, N ir S klases, o asmenys, kurie visai netelpa į šią klasifikaciją, žymimi simboliu PEC (savotiškas).

Įdomu pastebėti, kad žvaigždžių išdėstymas pagal klasę yra ir spalvų išdėstymas.

• B klasės žvaigždės, tarp kurių yra Rigelis ir daugelis kitų Oriono žvaigždžių, yra mėlynos spalvos;
• O ir A klasės - baltos spalvos (Sirius, Deneb);
• F ir G klasės - geltonos spalvos (Procyon, Capella);
• K ir M klasės - oranžinė ir raudona (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Išdėstę spektrus ta pačia tvarka, matome, kaip didžiausias spinduliavimo intensyvumas pasislenka iš violetinės į raudoną spektro galą. Tai rodo temperatūros mažėjimą, kai ji pereina iš O klasės į M klasę. Žvaigždės vietą sekoje labiau lemia jos paviršiaus temperatūra, o ne cheminė sudėtis. Visuotinai pripažįstama, kad daugumos žvaigždžių cheminė sudėtis yra tokia pati, tačiau skirtingos temperatūros ir slėgio paviršiuje lemia didelius žvaigždžių spektrų skirtumus.

O klasės mėlynos žvaigždės yra karščiausi. Jų paviršiaus temperatūra siekia 100 000 °C. Jų spektrus galima lengvai atpažinti pagal kai kurias būdingas ryškias linijas arba pagal fono sklidimą toli į ultravioletinę sritį.

Tiesiogiai sekė mėlynos B klasės žvaigždės, taip pat labai karšta (paviršiaus temperatūra 25 000 °C). Jų spektruose yra helio ir vandenilio linijos. Pirmieji susilpnėja, o antrieji didėja pereinant prie A klasė.

V F ir G klasės(tipiška G žvaigždė yra mūsų Saulė), kalcio ir kitų metalų, tokių kaip geležis ir magnis, linijos palaipsniui stiprėja.

V K klasė kalcio linijos labai stiprios, atsiranda ir molekulinių juostų.

M klasė apima raudonas žvaigždes, kurių paviršiaus temperatūra žemesnė nei 3000 ° C; jų spektruose matomos titano oksido juostos.

R, N ir S klasės priklauso lygiagrečiai šaltų žvaigždžių šakai, kurių spektruose yra kitų molekulinių komponentų.

Tačiau žinovui yra labai didelis skirtumas tarp „šaltų“ ir „karštų“ klasės B. Tikslioje klasifikavimo sistemoje kiekviena klasė yra suskirstyta į dar kelis poklasius. Priklauso karščiausioms B klasės žvaigždėms BO poklasis, žvaigždės, kurių vidutinė temperatūra šioje klasėje - k B5 poklasis, šalčiausios žvaigždės – į B9 poklasis... Žvaigždės yra tiesiai už jų. AO poklasis.

Žvaigždžių spektrų tyrimas yra labai naudingas, nes tai leidžia apytiksliai klasifikuoti žvaigždes pagal jų absoliučiuosius žvaigždžių dydžius. Pavyzdžiui, žvaigždė ВЗ yra milžinas, kurio absoliutus žvaigždės dydis yra maždaug lygus -2,5. Tačiau gali būti, kad žvaigždė bus dešimt kartų šviesesnė (absoliutus dydis - 5,0) arba dešimt kartų silpnesnis (absoliutus dydis 0,0), nes neįmanoma pateikti tikslesnio įvertinimo remiantis vien spektriniu tipu.

Sudarant žvaigždžių spektrų klasifikaciją, labai svarbu kiekvienoje spektrinėje klasėje stengtis atskirti milžinus nuo nykštukų arba, kur tokio skirstymo nėra, atskirti nuo įprastos milžiniškų žvaigždžių sekos, kurių šviesumas yra per didelis arba per mažas. .

Mūsų Visatos substancija yra struktūriškai organizuota ir sudaro daugybę įvairaus masto reiškinių, turinčių labai skirtingas fizines savybes. Viena iš svarbiausių šių savybių yra temperatūra. Žinant šį rodiklį ir naudojant teorinius modelius, galima spręsti apie daugelį kūno savybių – jo būklę, sandarą, amžių.

Įvairių stebimų Visatos komponentų temperatūros verčių sklaida yra labai didelė. Taigi, mažiausia jo vertė gamtoje užfiksuota Bumerango ūkui ir yra tik 1 K. O kokios yra iki šiol žinomos aukščiausios temperatūros Visatoje ir kokias įvairių objektų ypatybes jos rodo? Pirmiausia pažiūrėkime, kaip mokslininkai nustato tolimų kosminių kūnų temperatūrą.

Spektrai ir temperatūra

Visą informaciją apie tolimas žvaigždes, ūkus, galaktikas mokslininkai gauna tirdami jų spinduliuotę. Pagal spektro dažnių diapazoną patenka didžiausia spinduliuotė, temperatūra nustatoma kaip kūno dalelių turimos vidutinės kinetinės energijos rodiklis, nes spinduliavimo dažnis yra tiesiogiai susijęs su energija. Taigi aukščiausia temperatūra visatoje turėtų atitinkamai atspindėti didžiausią energiją.

Kuo aukštesniems dažniams būdingas didžiausias spinduliuotės intensyvumas, tuo tiriamas kūnas yra karštesnis. Tačiau visas spinduliuotės spektras pasiskirsto labai plačiame diapazone, o iš jo matomos srities („spalvos“) ypatybių galima padaryti tam tikras bendras išvadas apie, pavyzdžiui, žvaigždės, temperatūrą. Galutinis įvertinimas atliekamas remiantis viso spektro tyrimu, atsižvelgiant į emisijos ir sugerties juostas.

Žvaigždžių spektrinės klasės

Remiantis spektrinėmis savybėmis, įskaitant spalvą, buvo sukurta vadinamoji Harvardo žvaigždžių klasifikacija. Jį sudaro septynios pagrindinės klasės, pažymėtos raidėmis O, B, A, F, G, K, M ir keletas papildomų. Harvardo klasifikacija atspindi žvaigždžių paviršiaus temperatūrą. Saulė, kurios fotosfera įkaista iki 5780 K, priklauso geltonųjų žvaigždžių klasei G2. Karščiausios mėlynos žvaigždės yra O klasės, šalčiausios raudonos – M klasės.

Harvardo klasifikaciją papildo Yerkes arba Morgan-Keenan-Kellman klasifikacija (MCC - kūrėjų pavadinimais), skirstanti žvaigždes į aštuonias šviesumo klases nuo 0 iki VII, glaudžiai susijusias su žvaigždės mase - iš hipergigantų. baltiesiems nykštukams. Mūsų Saulė yra V klasės nykštukas.

Naudojant kartu, kaip ašys, išilgai kurių brėžiamos spalvos – temperatūros ir absoliučios vertės – šviesumo reikšmės (nurodančios masę), jos leido sudaryti grafiką, paprastai žinomą kaip Hertzsprung-Russell diagrama, kuri atspindi pagrindines charakteristikas. žvaigždžių jų santykiuose.

Karščiausios žvaigždės

Iš diagramos karščiausi yra mėlynieji milžinai, supergigantai ir hipergigantai. Tai itin masyvios, ryškios ir trumpaamžės žvaigždės. Termobranduolinės reakcijos jų gelmėse yra labai intensyvios, sukeliančios siaubingą šviesą ir aukščiausią temperatūrą. Tokios žvaigždės priklauso B ir O klasėms arba ypatingai W klasei (pasižymi plačiomis spinduliavimo linijomis spektre).

Pavyzdžiui, This Ursa Major (esantis kibiro „rankenos gale“), kurio masė 6 kartus didesnė už Saulės masę, šviečia 700 kartų galingiau ir jo paviršiaus temperatūra yra apie 22 000 K. Zeta Orion turi žvaigždę Alnitak , kuri yra 28 kartus masyvesnė už Saulę, išoriniai sluoksniai įkaista iki 33 500 K. O didžiausios žinomos masės ir šviesumo (mažiausiai 8,7 mln. kartų galingesnis už mūsų Saulę) hipergianto temperatūra – R136a1 Didelis Magelano debesis – įvertintas 53 000 K.

Tačiau žvaigždžių fotosferos, kad ir kokios karštos jos būtų, nesuteiks mums supratimo apie aukščiausią temperatūrą Visatoje. Ieškant karštesnių regionų, reikia pažvelgti į žvaigždžių vidurius.

Erdvės sintezės krosnys

Masyvių žvaigždžių branduoliuose, suspaustuose kolosalaus slėgio, susidaro tikrai aukšta temperatūra, kurios pakanka elementų iki geležies ir nikelio nukleosintezei. Taigi mėlynųjų milžinų, supergigantų ir labai retų hipergiantų skaičiavimai suteikia šiam parametrui iki žvaigždės gyvavimo pabaigos 10 9 K dydžio – milijardo laipsnių.

Tokių objektų struktūra ir evoliucija vis dar nėra gerai suprantama, todėl jų modeliai dar toli gražu nėra baigti. Tačiau aišku, kad labai karštus branduolius turėtų turėti visos didelės masės žvaigždės, kad ir kurioms spektro klasėms jos priklausytų, pavyzdžiui, raudonieji supergigantai. Nepaisant neabejotinų žvaigždžių viduje vykstančių procesų skirtumų, pagrindinis parametras, lemiantis šerdies temperatūrą, yra masė.

Žvaigždžių liekanos

Bendru atveju žvaigždės likimas priklauso ir nuo masės – kaip ji baigia savo gyvenimo kelią. Mažos masės žvaigždės kaip Saulė, išnaudojusios vandenilio atsargas, netenka išorinių sluoksnių, po kurių iš žvaigždės lieka išsigimęs branduolys, kuriame nebegali vykti termobranduolinė sintezė – baltoji nykštukė. Išorinis plonas jauno baltojo nykštuko sluoksnio temperatūra paprastai siekia iki 200 000 K, o giliau yra izoterminė šerdis, įkaitinta iki dešimčių milijonų laipsnių. Tolesnė nykštuko evoliucija yra jos laipsniškas aušinimas.

Milžiniškų žvaigždžių laukia kitoks likimas – supernovos sprogimas, lydimas temperatūros padidėjimo jau iki maždaug 10 11 K. Sprogimo metu tampa įmanoma sunkiųjų elementų nukleosintezė. Vienas iš šio reiškinio pasekmių yra neutroninė žvaigždė – labai kompaktiška, itin tanki, sudėtingos struktūros, mirusios žvaigždės liekana. Gimstant jis yra toks pat karštas – iki šimtų milijardų laipsnių, tačiau dėl intensyvios neutrinų spinduliuotės jis greitai atšąla. Tačiau, kaip pamatysime vėliau, net naujagimė neutroninė žvaigždė nėra ta vieta, kur temperatūra yra aukščiausia Visatoje.

Tolimi egzotiški objektai

Yra kosminių objektų klasė, kuri yra gana nutolusi (taigi senovinė), kuriai būdinga visiškai ekstremali temperatūra. Remiantis šiuolaikinėmis pažiūromis, kvazaras yra galingas akrecinis diskas, suformuotas spirale krintančios medžiagos – dujų arba, tiksliau, plazmos. Tiesą sakant, tai yra aktyvus galaktikos branduolys formavimosi stadijoje.

Plazmos judėjimo greitis diske yra toks didelis, kad dėl trinties jis įkaista iki itin aukštų temperatūrų. Magnetiniai laukai surenka spinduliuotę ir dalį disko medžiagos į du poliarinius pluoštus – purkštukus, kuriuos kvazaras išmeta į kosmosą. Tai itin daug energijos reikalaujantis procesas. Kvazaro šviesumas yra vidutiniškai šešiomis eilėmis didesnis nei galingiausios žvaigždės R136a1 šviesumas.

Teoriniai modeliai leidžia užtikrinti efektyvią kvazarų temperatūrą (tai yra, būdingą absoliučiai juodam kūnui, spinduliuojančiam tokiu pat ryškumu) ne daugiau kaip 500 milijardų laipsnių (5 × 10 11 K). Tačiau naujausi artimiausio kvazaro 3C 273 tyrimai davė netikėtą rezultatą: nuo 2 × 10 13 iki 4 × 10 13 K – dešimtys trilijonų kelvinų. Šią vertę galima palyginti su temperatūra, pasiekiama reiškiniuose su didžiausiu žinomu energijos išsiskyrimu – gama spindulių pliūpsniais. Tai aukščiausia kada nors užfiksuota temperatūra visatoje.

Karščiau už visus

Reikia turėti omenyje, kad kvazarą 3C 273 matome tokį, koks jis buvo maždaug prieš 2,5 mlrd. Taigi, atsižvelgiant į tai, kad kuo toliau žvelgiame į erdvę, tuo tolimesnes praeities epochas stebime, ieškodami karščiausio objekto, turime teisę žvelgti į Visatą ne tik erdvėje, bet ir laike.

Jei grįšime į patį jos gimimo momentą – maždaug prieš 13,77 milijardo metų, kurio neįmanoma stebėti – rasime visiškai egzotišką Visatą, kurios aprašyme kosmologija artėja prie savo teorinių galimybių ribos, siejamos su ribomis. šiuolaikinių fizinių teorijų pritaikomumas.

Visatos aprašymas tampa įmanomas nuo amžiaus, atitinkančio Plancko laiką 10–43 sekundes. Karščiausias objektas šioje epochoje yra pati mūsų Visata, kurios Planko temperatūra yra 1,4 × 10 32 K. Ir tai, remiantis šiuolaikiniu jo gimimo ir evoliucijos modeliu, yra aukščiausia kada nors pasiekta ir įmanoma Visatoje temperatūra.