ما هو انهيار الجاذبية. انهيار الجاذبية

أثار اكتشاف مصادر قوية للانبعاثات الراديوية خارج مجرتنا العديد من الأسئلة المثيرة للاهتمام لعلم الفلك الحديث. يمكن صياغة أهمها على النحو التالي: "أين تستمد مصادر الانبعاث الراديوي طاقتها الهائلة؟" تشير الحسابات إلى أن مصدر الانبعاث الراديوي خلال حياته يستهلك كمية من الطاقة في حدود 1060 erg - وهذا يعادل احتياطي الطاقة النووية لحوالي مائة مليون شمس.

طرح F. Hoyle و W. Fowler فرضية رائعة ، تفيد بأن مصدر هذه الطاقة هو انهيار الجاذبية (الانضغاط السريع) للنجم الخارق. مثل هذا الجسم ، الذي له كتلة عملاقة - حوالي مائة مليون مرة كتلة الشمس ، يجب ، من خلال الافتراض ، أن يكون موجودًا في وسط المجرة.

بعد فترة وجيزة ، بفضل الجهود المشتركة لعلم الفلك البصري والراديوي ، كان من الممكن اكتشاف أن جسمين ساطعين للغاية يشبهان النجوم هما مصدران للانبعاثات الراديوية. أحدها ، المصدر المدرج في كتالوج كامبريدج الثالث لمصادر البث اللاسلكي تحت الرمز 3C 273 ، هو ألمع كائن معروف في الكون. في وقت لاحق ، تم العثور على العديد من الأشياء المماثلة. تسعة مصادر من هذا القبيل للانبعاثات الراديوية ، مثل النجوم ، معروفة الآن.

تم عقد ندوة دولية حول مشكلة انهيار الجاذبية. كان من الضروري مناقشة العديد من الأسئلة الجديدة التي واجهت العلماء ؛ هل هذه الأجسام غير العادية ناتجة عن انكماش الجاذبية التي تسير بسرعة الانفجار؟ كيف يتم تحويل طاقة الجاذبية إلى موجات راديو؟ وأخيراً وليس آخراً ، السؤال من وجهة نظر المنظرين ؛ هل يؤدي انهيار الجاذبية إلى تقلص غير محدود وظهور خصائص غير عادية للزمكان؟

هذه المقالة مخصصة لآخر هذه الأسئلة. أجبرت احتمالية وجود أشياء ذات مثل هذه الكتلة الهائلة في الطبيعة المنظرين على إعادة التفكير في وجهات نظرهم بناءً على النسبية العامة.

لكثافة لا نهائية

تخيل سحابة كروية من الغبار ، كل جسيم فيها يجذب الباقي وفقًا لنيوتن. ستبدأ السحابة ككل في الانكماش. ستستمر هذه العملية حتى تلعب القوى الأخرى دورها. افترض للحظة أنه لا توجد قوى أخرى. بعد ذلك ، كما تظهر عملية حسابية بسيطة ، ستتقلص السحابة إلى نقطة في وقت محدد. إذا كانت الكثافة الأولية للسحابة جرامًا واحدًا لكل سنتيمتر مكعب ، فستستغرق السحابة حوالي نصف ساعة لتتقلص إلى حجم متناهٍ في الصغر.

بطبيعة الحال ، فإن السؤال الذي يطرح نفسه: لماذا لا يتم ضغط كل تلك الأشياء التي نراها من حولنا تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة بهم؟ الجواب على هذا السؤال واضح: عمل القوى الأخرى يتدخل. الجاذبية قوة ضعيفة جدًا مقارنة بالقوى الأخرى. لذلك ، على سبيل المثال ، تكون قوى التفاعل الكهربائي بين إلكترونين أكبر من قوى تفاعل الجاذبية بينهما بمقدار 1040 مرة. لذلك ، لا يحدث انهيار الجاذبية في الأجسام العادية.

ومع ذلك ، فإن الوضع مختلف تمامًا في حالة الأشياء ذات الكتلة الهائلة ، مثل تلك التي اعتبرها فاولر وهويل. كلما زادت الكتلة ، زادت قوة الجاذبية. في الواقع ، بالنسبة لمثل هذه الأجسام ، تكون قوى الجاذبية قوية جدًا بحيث لا يمكن لأي من القوى المعروفة ، على ما يبدو ، منع انهيار الجاذبية.

وفقًا لنظرية نيوتن ، إذا كان الانهيار التثاقلي غير محدود ، فبالتالي ، يجب على كل المادة أن تركز إلى نقطة ما وتصل إلى حالة من الكثافة العالية اللانهائية. هل يمكننا الاعتماد في هذه الحالة على نظرية نيوتن؟

التطرق إلى نظرية النسبية

إن نظرية الجاذبية لنيوتن ، على الرغم من وصفها الممتاز لظواهر الجاذبية على الأرض وفي النظام الشمسي ، ليست خالية تمامًا من الصعوبات المنطقية. لذلك ، على سبيل المثال ، وفقًا لنيوتن ، يكون تفاعل الجاذبية فوريًا: ينتشر بسرعة غير محدودة ، ونتائجه تجعل نفسها محسوسة على الفور. يتعارض هذا الاستنتاج مع النظرية النسبية الخاصة ، التي تنص على أنه لا توجد قوة تنتشر أسرع من الضوء. منذ حوالي خمسين عامًا ، اقترح أينشتاين نظرية الجاذبية التي تتوافق مع النسبية الخاصة وتتقارب من نواحٍ عديدة مع نظرية نيوتن. نحن نتحدث عن النظرية العامة للنسبية.

تستفيد النسبية العامة من خاصية الجاذبية الرائعة التي لا يمكن "إيقاف تشغيلها". الجاذبية موجودة دائمًا وتؤثر دائمًا على جميع جزيئات المواد. في هذا الصدد ، تختلف الجاذبية عن جميع القوى الأخرى المعروفة في الفيزياء. تعمل القوى الكهربائية فقط على الجسيمات المشحونة. سوف يتصرف الإلكترون (جسيم سالب الشحنة) والبروتون (جسيم موجب الشحنة) والنيوترون (جسيم خالي من الشحنة) بشكل مختلف في المجال الكهربائي. في مجال الجاذبية ، سيتحركون بنفس الطريقة تمامًا. كان هذا مفهوماً منذ أكثر من ثلاثمائة عام عندما قال إن جميع الجثث ، بغض النظر عن كتلتها ، تسقط بسرعة متساوية.

يعتقد أينشتاين ، في شرحه لخاصية الجاذبية ، أن الجاذبية مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بطبيعة المكان والزمان. ينص قانون نيوتن الأول على أن الجسم في حالة حركة مستقيمة منتظمة إذا لم تؤثر عليه قوة خارجية. لنفترض أننا أطلقنا مدفعًا بزاوية 45 درجة في الاتجاه العمودي. إذا لم تكن هناك قوة جاذبية ، ستستمر المقذوفة في التحرك في خط مستقيم موجه بزاوية 45 درجة إلى العمودي. ومع ذلك ، فإن عمل الجاذبية يجعل المقذوف يتحرك على طول مسار مكافئ. نظرًا لأن الجاذبية شيء يستحيل التخلص منه ، فلا معنى للحديث عن قوانين الحركة خارج الجاذبية. يوضح المثال أعلاه أنه في وجود الجاذبية - وفي غياب أي قوى أخرى - تتحرك الجسيمات على طول المنحنيات وليس على الخطوط المستقيمة. ومع ذلك ، يمكننا تسمية هذه الخطوط المنحنية "الخطوط المستقيمة" إذا قمنا بتغيير قوانين الهندسة. هذا ما تدور حوله النسبية العامة. يعطي وجود الجاذبية سببًا للقول إن هندسة الزمكان ليست إقليدية. يتم التعبير عن هذا الاستنتاج كميًا في معادلات أينشتاين.

حل شوارزشيلد

تصف معادلات أينشتاين كيف يرتبط انحناء الزمكان (طبيعتهم غير الإقليدية) بتوزيع المادة. على الرغم من أن الأفكار الكامنة وراءها بسيطة وأنيقة ، ويمكن كتابة المعادلات نفسها في شكل مضغوط ، إلا أن الحل الدقيق لأي مشكلة في النسبية العامة صعب للغاية ، ويرجع ذلك أساسًا إلى الطبيعة غير الإقليدية للزمكان. نتيجة لذلك ، كان من الممكن الحصول على حلول دقيقة لعدد قليل جدًا من مشاكل النظرية. حصل كارل شوارزشيلد على واحد منهم في عام 1916.

وفقًا لهذا الحل ، فإن مجال الجاذبية على مسافة كبيرة من الجسم موصوف بشكل أو بآخر بدقة بواسطة نظرية نيوتن. بعبارة أخرى ، تتفق بشكل وثيق مع قانون التناسب العكسي مع مربع المسافة. ومع ذلك ، مع اقترابنا من كتلة الجاذبية ، يصبح التناقض أكثر أهمية. كما قد تتوقع ، فإن الجاذبية تزداد قوة. لكن - وهذا لم تؤخذ في الاعتبار من قبل نظرية نيوتن - فإن مجال الجاذبية القوي مصحوب بانحناء قوي لهندسة الزمكان.

دعونا ننظر في الحالة الأكثر لفتا للنظر ، عندما تتركز كتلة الجذب إلى حد ما. في هذه الحالة ، يؤدي انحناء الزمكان إلى موقف غريب للغاية. اتضح أنه حول الكتلة يمكنك بناء كرة بنصف قطر محدود ، يُعرف باسم نصف قطر شوارزشيلد (نصف قطر الجاذبية) ، والذي سيكون بمثابة نوع من حاجز الإشارات. لن تتمكن أي إشارة مادية من الانتقال من الداخل إلى الخارج ، ما وراء هذا الحاجز ، لكن الإشارات من الخارج ستكون قادرة على اختراق هذا المجال!

هل يمكن أن تنشأ مثل هذه الحالة في الممارسة؟ نعم ، يمكن ذلك ، بشرط أن يكون الجسم صغيرًا جدًا بحيث يقع داخل الكرة الموصوفة بنصف قطر الجاذبية. الأجساد التي تحيط بنا لا تفي بهذا الشرط. على سبيل المثال ، يبلغ نصف قطر جاذبية الشمس حوالي 3 كيلومترات ، بينما يبلغ نصف قطرها الفعلي حوالي 700000 كيلومتر.

ومع ذلك ، في حالة حدوث انهيار الجاذبية ، يمكن أن يتقلص الجسم إلى حجم صغير جدًا بحيث ينتهي به الأمر في النهاية داخل مجال الجاذبية. ما يحدث في هذه الحالة يمكن أن يكون أساسًا جيدًا لرواية الخيال العلمي.

يتبع.

ملاحظة: ما الذي يتحدث عنه العلماء البريطانيون أيضًا: أن موضوع الانهيار الجاذبي أو التوسع أو العكس ، فإن ضغط الكون لا يجذب أحيانًا علماء الفيزياء الفلكية فحسب ، بل يجذب أيضًا الفلاسفة والشخصيات العامة ، مثل ، على سبيل المثال ، فياكسلاف موشيه كانتور ، الرئيس المؤتمر اليهودي الأوروبي.

المكون الرئيسي للكسوف الثنائي له حجم بصري مطلق ؛ التصحيح البوليومتري المقابل لطيفها هو تقريباً ، بحيث: تشع الشمس طاقة أكثر من الشمس ، 2.5121484 = 860.000 مرة ، لكن كتلتها أكبر 19 مرة من كتلة الشمس ، وبالتالي تشع 45000 مرة لكل 1 غرام من المادة. من الشمس. تصدر الشمس إشعاعًا لكل جرام من الكتلة. وبالمثل ، نجد أن المكون B للنجم الثنائي المرئي كروجر 60 يشع 1 جم من المادة أقل بمقدار 80 مرة من الشمس ، أي بالنسبة لها. إشعاع أقل تحديدا من Sirius B - قزم أبيض:. وفي الوقت نفسه ، فإن متوسط ​​درجة الحرارة T للنجم يختلف في نفس النجوم (باستثناء ، ربما ، قزم أبيض) أقل بما لا يقارن (انظر ص 196). من الصعب الافتراض مقدمًا أن آلية توليد الطاقة هي نفسها في جميع الحالات الثلاث ، ولكن إذا كانت هي نفسها ، فمن الواضح أنها حساسة جدًا للتغيرات في الظروف الفيزيائية داخل النجم ، ولا سيما درجة الحرارة. من بين الأنواع المختلفة الممكنة لتوليد الطاقة في النجوم ، يعتبر النوعان التاليان مهمين:

أ) انكماش الجاذبية ،

ب) العمليات النووية الحرارية.

الضغط الجاذبي

إذا تم ضغط كرة مخلخلة ، فإن طاقتها الكامنة تنخفض [انظر. (15.8)] ؛ يذهب هذا الانخفاض إلى زيادة الطاقة الحركية لجزيئات الكرة ، أي إلى زيادة درجة الحرارة عندما تكون الكرة غازية (انظر (15.9)).

الطاقة الحرارية الداخلية للغاز المثالي الذي وصلت درجة حرارته تساوي 1 غرام ، وسيكون هذا بالنسبة للنجم بأكمله

لا يتجزأ. الاستعاضة هنا بدلاً من التعبير عنها من (15.9) ، والتي فيها ، وإضافة من (15.8) التعبير عن الطاقة الكامنة ، نحصل عليها بسهولة

إجمالي الطاقة

بالنسبة للغاز أحادي الذرة ، وبالتالي ، إهمال ضغط إشعاع النجم (الذي) ، سيكون لدينا

أي أن إجمالي الطاقة يساوي نصف الطاقة الكامنة وتغيرها لا يمثل سوى نصف التغير في الطاقة الكامنة.

واسع بما فيه الكفاية من حيث التطبيق ، فإن النموذج متعدد الاتجاهات لديه طاقة كامنة

هنا n هي فئة polytropy (عند ، تصبح الطاقة موجبة ، أي أن للكرة أبعاد كبيرة بشكل لا نهائي) وللنموذج الحراري

وللنموذج القياسي

يجب تحديد معدل تغير الطاقة بوضوح مع لمعان النجم في مرحلة الانكماش:

كما يتضح من المساواة (17.4). التغيرات في الطاقة الكلية ، والتي نساويها في (17.8) إلى اللمعان ، هي فقط نصف التغير في الطاقة الكامنة للنجم. يذهب النصف الآخر لتسخينه.

إذا استبدلنا الجانب الأيمن بـ (17.9) بدلاً من L إشعاع الشمس ، وبدلاً من R - كتلة الشمس ونصف قطرها ، فسنحصل على

(17.10)

بالإشارة رسميًا إلى الحساب الأخير ، يمكننا القول أنه إذا افترضنا أن الشمس تتقلص ، فعندئذٍ مع الخصائص الحالية للشمس ، يكون نصف قطر الشمس "كافياً" لسنوات فقط للتعويض عن فقد الحرارة بالإشعاع. في الجوهر ، يجب أن نقول أنه في ظل الانكماش الجاذبي ، تتغير الشمس بشكل كبير على مدى 25 مليون سنة. لكن التاريخ الجيولوجي للأرض يعلمنا أن الشمس تشع الأرض بشكل أو بآخر بشكل ثابت لنحو 3 مليارات سنة ، وبالتالي ، النطاق الزمني المشار إليه بترتيب 20 مليون سنة ، ما يسمى مقياس كلفن هيلمهولتز الزمني للتقلص. ، غير مناسب لشرح التطور الحديث للشمس. إنه مناسب تمامًا لتطور النجوم المتكثفة أثناء تسخينها أثناء الانضغاط ، حتى تصبح التسخين قوية جدًا بحيث تدخل التفاعلات النووية الحرارية حيز التنفيذ.

تحدث الكثير من الأشياء المدهشة في الفضاء ، ونتيجة لذلك تظهر نجوم جديدة وتختفي النجوم القديمة وتتشكل ثقوب سوداء. من الظواهر الرائعة والغامضة انهيار الجاذبية الذي ينهي تطور النجوم.

التطور النجمي هو دورة من التغييرات التي يمر بها النجم خلال وجوده (ملايين أو بلايين السنين). عندما ينتهي الهيدروجين الموجود فيه ويتحول إلى هيليوم ، يتشكل قلب الهيليوم ، ويبدأ في التحول إلى عملاق أحمر - نجم من الطبقات الطيفية المتأخرة ، وله لمعان عالي. يمكن أن تكون كتلتها 70 ضعف كتلة الشمس. العمالقة الساطعة جدا تسمى hypergiants. بالإضافة إلى السطوع العالي ، فهي تتميز بفترة قصيرة من الوجود.

جوهر الانهيار

تعتبر هذه الظاهرة نقطة النهاية لتطور النجوم التي يزيد وزنها عن ثلاث كتل شمسية (وزن الشمس). تُستخدم هذه القيمة في علم الفلك والفيزياء لتحديد وزن الأجسام الفضائية الأخرى. يحدث الانهيار عندما تتسبب قوى الجاذبية في انهيار أجسام كونية ضخمة ذات كتل كبيرة بسرعة كبيرة.

النجوم التي تزن أكثر من ثلاث كتل شمسية لديها ما يكفي من المواد لتفاعلات نووية حرارية مستمرة. عندما تنتهي المادة ، يتوقف التفاعل النووي الحراري أيضًا ، وتتوقف النجوم عن الاستقرار ميكانيكيًا. هذا يؤدي إلى حقيقة أنها تبدأ في الانكماش نحو المركز بسرعة تفوق سرعة الصوت.

النجوم النيوترونية

عندما تنقبض النجوم ، يتسبب ذلك في تراكم الضغط الداخلي. إذا نمت بقوة كافية لإيقاف تقلص الجاذبية ، فسيظهر نجم نيوتروني.

مثل هذا الجسم الكوني له هيكل بسيط. يتكون النجم من نواة مغطاة بقشرة ، وتتكون بدورها من إلكترونات ونواة ذرية. يبلغ سمكها حوالي كيلومتر واحد وهي رقيقة نسبيًا مقارنة بالأجسام الأخرى الموجودة في الفضاء.

وزن النجوم النيوترونية يساوي وزن الشمس. الفرق بينهما هو أن نصف قطرها صغير - لا يزيد عن 20 كم. داخلها ، تتفاعل النوى الذرية مع بعضها البعض ، وبالتالي تشكل مادة نووية. إنه الضغط من جانبه الذي لا يسمح للنجم النيوتروني بالتقلص أكثر. هذا النوع من النجوم له سرعة دوران عالية جدًا. إنهم قادرون على صنع مئات الثورات في ثانية واحدة. تبدأ عملية الولادة بانفجار مستعر أعظم ، والذي يحدث أثناء انهيار الجاذبية لنجم.

المستعرات الأعظمية

انفجار سوبرنوفا هو تغيير مفاجئ في سطوع نجم. ثم يبدأ النجم في التلاشي ببطء وتدريجيًا. هكذا تنتهي المرحلة الأخيرة من انهيار الجاذبية. الكارثة كلها مصحوبة بإطلاق كمية كبيرة من الطاقة.

وتجدر الإشارة إلى أن سكان الأرض لا يمكنهم رؤية هذه الظاهرة إلا بعد وقوعها. يصل الضوء إلى كوكبنا بعد فترة طويلة من حدوث الفاشية. وقد تسبب هذا في صعوبات في تحديد طبيعة المستعرات الأعظمية.

تبريد نجم نيوتروني

بعد انتهاء الانكماش التثاقلي الذي شكل النجم النيوتروني ، تكون درجة حرارته مرتفعة جدًا (أعلى بكثير من درجة حرارة الشمس). يبرد النجم بسبب تبريد النيوترينو.

في غضون دقيقتين ، يمكن أن تنخفض درجة حرارتهم 100 مرة. على مدى المائة عام القادمة - 10 مرات أخرى. بعد أن يتناقص ، تتباطأ عملية التبريد بشكل ملحوظ.

حد أوبنهايمر فولكوف

من ناحية أخرى ، يعكس هذا المؤشر أقصى وزن ممكن للنجم النيوتروني ، حيث يتم تعويض الجاذبية بغاز نيوتروني. هذا يمنع انهيار الجاذبية من النهاية في ثقب أسود. من ناحية أخرى ، فإن ما يسمى بحد أوبنهايمر-فولكوف هو في نفس الوقت الحد الأدنى لوزن الثقب الأسود ، الذي تشكل في سياق التطور النجمي.

نظرًا لعدد من عدم الدقة ، من الصعب تحديد القيمة الدقيقة لهذه المعلمة. ومع ذلك ، فمن المفترض أن تكون في حدود 2.5 إلى 3 كتل شمسية. في الوقت الحالي ، يدعي العلماء أن أثقل نجم نيوتروني هو J0348 + 0432. وزنه أكثر من كتلتين شمسيتين. وزن أخف ثقب أسود هو 5-10 كتلة شمسية. يدعي علماء الفيزياء الفلكية أن هذه البيانات تجريبية ولا تتعلق إلا بالنجوم النيوترونية والثقوب السوداء المعروفة حاليًا وتشير إلى إمكانية وجود المزيد من الأجسام الضخمة.

الثقوب السوداء

يعتبر الثقب الأسود من أكثر الظواهر المدهشة الموجودة في الفضاء. إنها منطقة من الزمكان حيث لا تسمح الجاذبية لأي كائنات بالهروب منها. حتى الأجسام التي يمكن أن تتحرك بسرعة الضوء (بما في ذلك كمية الضوء نفسها) غير قادرة على تركها. حتى عام 1967 ، كانت الثقوب السوداء تسمى "النجوم المجمدة" و "المنهارة" و "النجوم المنهارة".

الثقب الأسود له نقيض. إنه يسمى ثقب أبيض. كما تعلم ، من المستحيل الخروج من الثقب الأسود. أما البيض فلا يمكن اختراقهم.

بالإضافة إلى الانهيار التثاقلي ، يمكن أن يكون الانهيار في مركز المجرة أو العين الأولية هو السبب في تكوين الثقب الأسود. هناك أيضًا نظرية مفادها أن الثقوب السوداء ظهرت نتيجة الانفجار العظيم ، مثل كوكبنا. العلماء يسمونها الأولية.

يوجد ثقب أسود واحد في مجرتنا ، والذي تشكل ، وفقًا لعلماء الفيزياء الفلكية ، بسبب الانهيار الثقالي للأجسام فائقة الكتلة. يقول العلماء أن مثل هذه الثقوب تشكل جوهر العديد من المجرات.

يقترح علماء الفلك في الولايات المتحدة الأمريكية أن حجم الثقوب السوداء الكبيرة قد يتم التقليل من شأنه بشكل كبير. تستند افتراضاتهم إلى حقيقة أنه لكي تصل النجوم إلى السرعة التي تتحرك بها عبر مجرة ​​M87 ، التي تقع على بعد 50 مليون سنة ضوئية من كوكبنا ، يجب أن تكون كتلة الثقب الأسود في مركز مجرة ​​M87 6.5 مليار كتلة شمسية على الأقل. في الوقت الحالي ، من المقبول عمومًا أن وزن أكبر ثقب أسود يبلغ 3 مليارات كتلة شمسية ، أي أكثر من نصف هذا الوزن.

توليف الثقوب السوداء

هناك نظرية مفادها أن هذه الأشياء يمكن أن تظهر نتيجة التفاعلات النووية. أعطاهم العلماء اسم الهدايا الكمومية السوداء. قطرها الأدنى هو 10-18 م ، وأصغر كتلة هي 10 -5 جم.

تم بناء مصادم الهادرونات الكبير لتكوين ثقوب سوداء مجهرية. كان من المفترض أنه بمساعدتها سيكون من الممكن ليس فقط تكوين ثقب أسود ، ولكن أيضًا لمحاكاة الانفجار العظيم ، مما يجعل من الممكن إعادة إنشاء عملية تكوين العديد من الأجسام الفضائية ، بما في ذلك كوكب الأرض. ومع ذلك ، فشلت التجربة لأنه لم يكن هناك ما يكفي من الطاقة لخلق الثقوب السوداء.

G. to. stars - انضغاطها السريع بشكل كارثي تحت تأثير الذات. قوى الجاذبية - يمكن أن تحدث بعد انتهاء المركز. مناطق نجم التفاعلات النووية الحرارية. مع استنفاد احتياطيات الطاقة النووية في النجم وانقراض المصدر المركزي للطاقة ، يتأثر توازنه الحراري ثم الهيدروستاتيكي (الميكانيكي) بشكل مباشر. في هذه الحالة ، تضعف القوى المعارضة للجاذبية ، وتنشأ ظروف للضغط السريع للنجم. تعتبر G. to. إحدى الطرق الممكنة للإكمال (مع 1،2 \ mathfrak M_ \ odot $ "align =" absmiddle "width =" 90 "height =" 17 ">) ، مما يؤدي إلى تكوين النيوترون النجوم أو حتى (في إخراج الطبقات الخارجية للنجم ، وهو أمر ممكن خلال GK لمنطقته المركزية ، يؤدي إلى الظهور

تعمل التفاعلات الحرارية النووية كمصدر للطاقة للنجم وتزوده بالهيدروستاتيك. والتوازن الحراري حتى التكوين في مركزها. مناطق النوى الذرية لمجموعة الحديد. تحتوي هذه النوى على أكبر عدد لكل نواة ، بحيث لا يكون تخليق النوى الأثقل من نوى الحديد مصحوبًا بإطلاق الطاقة ، بل على العكس ، يتطلب طاقة. وبسبب حرمانه من هذه اللحظة من مصادر الطاقة النووية الحرارية ، لا يمكن للنجم تعويض فقد الطاقة في الفضاء الخارجي ، خاصة أنه بحلول نهاية مرحلة التطور "النووية الحرارية" ، تزداد هذه الخسائر بشكل كبير. إلى خسائر الطاقة المعتادة من السطح النجمي (انبعاث الفوتونات بواسطة الغلاف الضوئي النجمي) ، تضاف هنا خسائر الطاقة الحجمية بسبب الإشعاع الشديد ( الخامس) ومركز antineutrino (). منطقة النجوم. أصبحت خسائر الطاقة الحجمية ، كما تظهر حسابات التطور النجمي ، مهيمنة على الخسائر من السطح عند درجة الحرارة في مركز النجم. بالنسبة للمرحلة المتأخرة من التطور النووي لنجم ضخم إلى حد ما ، يتم استيفاء هذا الشرط بشكل زائد - أثناء تخليق نوى مجموعة الحديد ، تصل درجة الحرارة c في مركز النجم إلى 3 . 10 9 K. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، مع كتلة قريبة من الحد الأدنى ، تصل درجة الحرارة - pa في المركز في نهاية التطور النووي أيضًا إلى قيمة وتصبح خسائر الطاقة الحجمية في شكل إشعاع نيوترينو هي الخسائر الرئيسية.

يؤدي فقدان الطاقة غير المعوض إلى تعكير صفو توازن النجم. يتم إنشاء الشروط لضغط مركزها. المناطق الواقعة تحت تأثير الخاصة. قوى الجاذبية. النجمة تستهلك الآن ، والتي يتم تحريرها أثناء الضغط. يزيد معدل pa في نجم متعاقد (انظر). في البداية ، يتواصل ضغط النجم ببطء ، بحيث تكون الحالة الهيدروستاتيكية التوازن لا يزال قيد التحقيق. أخيرًا ، تصل درجة الحرارة إلى هذه القيم العالية "، (5-10) . 10 9 K أن نوى المجموعة الحديدية تفقد ثباتها. تتحلل إلى نوى هيليوم ونيوترونات وبروتونات (في المرحلة الأولى من الاضمحلال 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124.4 MeV ، ومع زيادة درجة الحرارة ، تتحلل النوى أيضًا: 4 2 He ® 2n + 2p - 26.21 ميغا إلكترون فولت). يتطلب اضمحلال النوى وسيلة. تكاليف الطاقة ، لأنها تمثل ، كما كانت ، السلسلة الكاملة لتفاعلات الاندماج النووي الحراري من الهيدروجين إلى الحديد ، ولكنها تسير في الاتجاه المعاكس (ليس مع الإطلاق ، ولكن مع امتصاص الطاقة). لا يزال المعدل داخل النجم يتزايد (بسبب تقلص الجاذبية) ، ولكن بسبب اضمحلال نوى الحديد ، التي تتطلب طاقة ، ليست بالسرعة اللازمة لإيقاف الانكماش. نتيجة لفقدان الطاقة بسبب إشعاع النيوترينو وانحلال النوى ، يحدث نوع من الانفجار النجمي - انفجار داخلي (أحيانًا في الأدبيات العلمية يطلق عليه الانفجار الداخلي ، على عكس الانفجار - انفجار خارجي ناتج عن انفجار سريع الافراج عن الطاقة). في الانفجار الداخلي ، المادة هي المركز. تقع منطقة النجم باتجاه المركز بسرعة قريبة من سرعة السقوط الحر. تجذب موجة الخلخلة الهيدروديناميكية التي تظهر في هذه الحالة طبقات النجم التي تكون أكثر وأكثر بعدًا عن المركز في وضع السقوط. G إلى التي بدأت ، في ظل ظروف معينة ، يمكن أن تبطئ أو حتى تتوقف ، ولكن في عدد من الحالات يمكن أن تستمر دون انقطاع ، وتتحول إلى ما يسمى ب. .

إن توضيح المجموعة الكاملة من الظروف المؤدية إلى G. إلى. مهمة صعبة للغاية. واحدة من الخطوات الهامة في حل هذه المشكلة هي دراسة الظروف الهيدروستاتيكية. التوازن في المراحل اللاحقة من تطور النجم بمشاركة معادلة حالة المادة في النجم.

من خلال التطور. تطور النجم المرتبط بالتفاعلات النووية الحرارية في مركزه. المناطق ، في النجم ، مع استثناءات نادرة ، يتم الحفاظ على الهيدروستاتيكي. حالة توازن. يتكون من المساواة (في كل نقطة من النجم وفي أي لحظة من الزمن) في قوى الجاذبية وقوى تنافر جسيمات المادة ، بسبب الضغط ص، F - = -D р / D r [القيمة المطلقة. حجم هذه القوى ، r هي المسافة من المركز إلى النقطة المعتبرة للنجم ، هي الكتلة داخل مجال نصف القطر r ، p هي كثافة المادة ، -D p / D r تعبير تقريبي عن المكون الشعاعي لتدرج الضغط بالقرب من النقطة المدروسة]. متوسط ​​للنجم ككل ، المعادلة الهيدروستاتيكية. يمكن كتابة التوازن تقريبًا على النحو التالي:

أين و R هي الكتلة الكلية ونصف قطر النجم ، و r c و p c هي الكثافة والضغط في مركز النجم. تتيح هذه المعادلة ، على وجه الخصوص ، تقدير درجة الحرارة T c بالقرب من مركز النجم. إذا قبلنا أن المادة هناك تخضع لمعادلة حالة الغاز المثالية ، فعندئذٍ ، حيث m هي الكتلة الجزيئية لمادة النجم ، تكون R 0 عالمية. بالنسبة للنجوم مثل Sun T مع ~ 10 7 K ، فإن النجوم المنهارة (الأكثر ضخامة) تكون أعلى من ذلك بكثير. على التين. يوضح الشكل 1 مخطط تطور محتمل. مسار نجم هائل () من لحظة ولادته من سحابة من الغاز والغبار إلى لحظة الإرهاق التام إلى مركزه. مناطق الوقود النووي الحراري وبداية من G. إلى. (نقطة التفرع).

إن تطور النجم بعد "إيقاف" مصادر الطاقة النووية الحرارية ، بالمعنى الدقيق للكلمة ، يمكن أن يسير بطريقتين: مع الحفاظ على الهيدروستاتيكي. التوازن والديناميكا المائية. الطريقة ، عندما تصبح قوى الجاذبية سائدة بشكل كبير (F +> F -). يعتمد المسار الذي يسير على طوله تطور النجم على كيفية تغير ضغط مادة النجم مع التغيرات في درجة الحرارة والكثافة ، أي على معادلة حالة المادة. إذا كانت الزيادة في الكثافة أثناء ضغط المادة بواسطة قوى الجاذبية غير مصحوبة بزيادة مكثفة بدرجة كافية في الضغط ، عندئذ يتم إنشاء المتطلبات الأساسية في النجم لانتهاك النظام الهيدروستاتيكي. التوازن وتطور G.k. العلاقة بين الضغط والكثافة في حالة الانضغاط السريع لمادة (لها الصفة) لها الشكل: p c ~ r g c (g يسمى مؤشر ثابت الحرارة).

في المقابل ، يتم تحديد كثافة المادة بحجم النجم r c ~ ​​1 / R 3. لذلك يمكن كتابة التعبير عن قوى التنافر على النحو التالي:

يتم تحديد اعتماد قوى الجاذبية على نصف قطر النجم من خلال العلاقة:

يمكن أن نرى من العلاقات (2) و (3) أن قوى الجاذبية تنمو بشكل أسرع مع انخفاض نصف قطر النجم مقارنة بقوى الضغط ، إذا

5> 1 + 3 جم أو ز< 4 / 3 (4),

بالنسبة إلى g< 4 / 3 любое случайное малое гидродинамич. возмущение типа сжатия будет нарастать. Упругость вещества в этом случае недостаточна для предотвращения Г. к. В противном случае (при g >4/3) هيدروستاتيكي التوازن مستقر: سوف تذوب الأختام التي تحدث بشكل عشوائي وتتلاشى. في نظرية دقيقة للهيدروستاتيكي يأخذ ثبات النجوم في الاعتبار عدم انتظام g لطبقات مختلفة من النجم. في الواقع تأتي ظروف G. عندما تكون في المركز. المنطقة ز< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. على التين. 2 يظهر نتائج النظرية. حسابات قيمة g حسب كثافة ودرجة حرارة المادة. خطوط المستوى المرسومة g = 4/3 تميز بوضوح "واد عدم الاستقرار" (المنطقة مع g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

أرز. 2. رسم تخطيطي للتحولات المتبادلة لجسيمات مختلفة من المادة النجمية وخصائصها المرنة اعتمادًا على الكثافة (r) ودرجة الحرارة (T c). تقع مناطق أقل مرونة للمادة (مع الأس ثابت الحرارة g min = 1.0 و 1.06) بالقرب من تقاطع خطوط ذات تركيزات متساوية في الوزن X: I - نوى الحديد والهيليوم (تسود نوى الحديد على يسار الخط ، نوى الهيليوم إلى اليمين ، على السطر X نفسه Fe = XHe) ؛ II - أزواج الإلكترون والبوزيترون والإلكترونات الذرية (تسود الإلكترونات فوق هذا الخط) ؛ III - النيوترونات والبروتونات (تسود النيوترونات فوق الخط) ؛ IV - نوى الحديد والنيوترونات (تسود النيوترونات أعلى ويمين الخط). يوضح الرسم البياني مسارات النقاط المركزية للنجوم: مع خط متقطع من الكتلة AA` مع بداية الانهيار التثاقلي عند النقطة A ؛ مع خط متقطع كتلة ВВ` مع بداية انهيار الجاذبية عند النقطة B ؛ مع الكتلة - الخط المنقط بالشرطة CC` (النقطة C - بداية انفجار نووي حراري كربوني). خطوط متقطعة مغلقة بقيمة g = 1.1 تحيط بمناطق عدم الاستقرار المتزايد ؛ يشير الخط المتقطع إلى "أخدود عدم الاستقرار" مع g< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

تحديد المادية العمليات التي تؤدي إلى قيم الأس g< 4 / 3 представляет собой одну из важных проблем теории Г. к. При высоких темп-pax и давлениях, характерных для стадии полного прекращения термоядерных реакций в звезде, плотность вещества в центре звезды превышает в миллионы или даже в миллиарды раз плотность твёрдых тел на поверхности Земли. Несмотря на это, звёздное вещество по св-вам близко к идеальному газу, т. к. кинетич. энергия образующих его частиц значительно превышает потенц. энергию их взаимодействия. От обычного идеального газа вещество центр. области звезды отличается тем, что образующие его разнородные частицы (фотоны, электроны, позитроны, протоны, нейтроны и разнообразные сложные атомные ядра) при взаимодействии могут испытывать различные превращения. При столкновении электрона с позитроном происходит их , и рождаются фотоны. В свою очередь, фотоны высоких энергий при столкновении с др. частицами могут рождать пары электрон - позитрон или путём фотоядерных реакций вызывать диссоциацию сложных ядер. Протоны и нейтроны участвуют в разнообразных ядерных реакциях со сложными ядрами, к-рые также могут взаимодействовать между собой. Нуклоны и ядра испытывают ещё различные бета-превращения (см. ). Подобные взаимные превращения частиц при определённой достаточно высокой темп-ре достигают динамич. равновесия (ядерного статистич. равновесия), и это состояние определяет равновесные концентрации всех частиц и все св-ва звёздного вещества, в т. ч. границы и глубину "оврага неустойчивости".

جنبًا إلى جنب مع تحولات الجسيمات ، التي تسير باحتمالية متساوية في الاتجاهين الأمامي والخلفي (بحيث يوازن كل منهما الآخر) ، في نهاية المرحلة النووية الحرارية من التطور النجمي. شدة تصل إلى التحول بيتا. تتضمن تحولات بيتا بالضرورة النيوترينوات ومضادات النوترينوات ، والتي تترك النجم فور ولادتهما (بالنسبة لهما ، يكون سمك النجم شفافًا). لذلك ، تكون تحولات بيتا أحادية الجانب بطبيعتها - تفاعلات التفاعل بين النيوترينوات ومضادات النيترينو مع c.-l. الجسيمات الأخرى (على سبيل المثال ، التقاط النيوترينو بواسطة البروتون) لا تحدث في النجم. تعني الطبيعة أحادية الجانب لتحولات بيتا عدم وجود مادة نجمية كاملة. من الناحية الكمية ، فإن مساهمة تحويلات بيتا مهمة بشكل خاص في الجزء الأيسر العلوي من "واد عدم الاستقرار" ، حيث يمكن أن تسقط النجوم الأقل كتلة ، ج. بسبب نقص الديناميكا الحرارية التوازن الموضح في هذا الجزء من الشكل. الخطان شرطان (تم حسابهما بالفعل باستخدام تقريب تقريبي للغاية). التعريف الصارم للمادية. تتطلب الظروف ذات المساهمة الكبيرة في تحويلات بيتا حسابًا متسقًا لخواصها الحركية ، متسقة ذاتيًا مع حساب التطور و GK للنجم. ومع ذلك ، فإن ما يسمى ب. حركية توازن تكون فيه جميع تحولات بيتا متوازنة ، باستثناء تلك التي يمكن أن تنتج عن تحليق النيوترينوات ومضادات النيترينو بحرية. مع مثل هذا التوازن ، من أجل الاضطرابات الهيدروديناميكية السريعة ، التي لا تتبعها تحولات بيتا ، يصبح "واد عدم الاستقرار" أكثر ضحالة وضيقًا. وهذا يعني أن عدم الاستقرار مع الوقت المميز لتحولات بيتا هو الوحيد الذي يمكن أن يتطور. لهذا السبب ، يجب أن يتطور الرنين المجري ببطء نسبي في النجوم منخفضة الكتلة. في الحالة العامة ، يجب حل مشكلة تطوير G. إلى. مع الأخذ في الاعتبار حركية جميع تحويلات بيتا.

على أي حال ، فإن مسألة سقوط النجم في "واد عدم الاستقرار" تفقد مرونتها ، ولا يمكن للنجم ، في نهاية المطاف ، مواجهة قوى الجاذبية ، مما يؤدي إلى تطوير حسابات ج. نجم بكتلة (كتلة قلب الحديد ، والباقي - تحويلة الأكسجين. shell) توقف لـ G. c. عندما تصل الكثافة r c ~ ​​10 13 g / cm 3 ودرجة الحرارة T c ~ 10 11 K في وسط النجم. بعد توقف G. c ، تبدأ عملية تكوين نجم نيوتروني ساخن. في الوقت نفسه ، تستمر الزيادة البطيئة إلى حد ما (تتميز المرحلة السريعة بأكملها من الديناميكا المائية إلى. للتوقف بوقت هيدروديناميكي يبلغ 0.1 ثانية تقريبًا). كثافة تصل إلى r s ~ 10 15 g / cm 3 ودرجة الحرارة T s ~ 10 12 K (لمدة 3 ثوانٍ). ثم تحدث عملية تبريد أبطأ للنجم النيوتروني الساخن ، وبلغت ذروتها في تكوين نجم نيوتروني بارد ، لا تزال كتلته مقبولة (انظر).

نفس الحساب (في إطار نفس النموذج الفيزيائي) لحارس النجم لنجم هائل ، ج (الذي كتلة اللب الحديدي ، والباقي هو الغلاف الخارجي للأكسجين) ، يؤدي إلى نتيجة مختلفة. توقف G. إلى. لا يعمل ، وديناميكا هيدروديناميكية سريعة. تستمر مرحلة G. c. بالنسبية G. c ، أي يتحول النجم إلى ثقب أسود. على التين. 2 مركز مسار مخطط. نقاط النجمة لكل من الحسابات التي تمت مناقشتها من G. إلى.: (BB`) و (AA`). يمكن ملاحظة أن توقف GK في حالة BB` يحدث بعد تقاطع مسار مركز النجمة مع الحد الأيمن (الخارجي) لـ "واد عدم الاستقرار" ، حيث يكون الأس ثابت الحرارة g = 4/3. عند نقطة التوقف ، الأس g >> 4/3. في حالة AA` ، يمر المسار (الشكل 2) إلى يمين مسار BB` ، وعلى الرغم من حقيقة أن g> 4/3 بعد عبور "واد عدم الاستقرار" ، فإن GK لا يبطئ حتى . وبالتالي ، في ظل وجود إشعاع نيوترينو قوي ، فإن زيادة مرونة المادة النجمية لا تزال غير كافية لإيقاف G.

للجسد يجب أن تُعزى أسباب إيقاف G to. في الحالة بشكل أساسي إلى توقف جميع عمليات التحول المتبادل للجسيمات التي تحدث مع إنفاق الطاقة ، وتشكيل عدد كبير من النكليونات من نوى الحديد المجموعة ونواة الهليوم. يزيد غاز النوكليون الناتج (مع وجود فائض من النيوترونات المتحللة جزئيًا) بشكل كبير من مرونة المادة ، مع نواة داكنة T c> 10 10 K (قيمة g لمثل هذا الغاز تقترب من 5/3). يجب النظر إلى عامل لا يقل أهمية عن عتامة السماكة النجمية لإشعاع النيوترينو الذي يحدث في مرحلة معينة من الانضغاط. النيوترينوات ومضادات النوترينوات ، التي تركت النجم سابقًا دون عوائق ، سيتم امتصاصها بواسطة مادة النجم في ظل ظروف جديدة. نتيجة لذلك ، سيقل إجمالي فقد الطاقة للنجم ، علاوة على ذلك ، نقل الطاقة المتزامن بواسطة إشعاع النيوترينو من مركز النجم إلى خارجه. يمكن أن تؤدي الطبقات إلى تعقيد G. إلى. طبقات النجم. يمكن اعتبار أن حدوث عتامة النيوترينو في مثل هذه المرحلة من G. c ، عند استعادة مرونة كافية للمادة (g> 4/3) ، يساهم في توقف G.c. إحدى المهام الرئيسية في دراسة G. to. من حيث المبدأ ، يمكن أن تساهم القوى المغناطيسية والدوران أيضًا في توقف G. إلى. مجال النجم ، ولكن لا يزال من الصعب مراعاة هذه التأثيرات الهامة كمياً.

بحلول الوقت الذي تتوقف فيه دول مجلس التعاون الخليجي ، يتم تشكيل بنية غير متجانسة بشكل حاد في النجم: نواة مضغوطة للغاية مع كتلة وقذيفة ضغطت قليلاً نسبيًا منذ بداية دول مجلس التعاون الخليجي وتحتوي على بقية كتلة النجم. تظهر الحسابات أنه بعد توقف G. ، تكون المنطقة المركزية للنجم خارجية. تستمر الطبقات في السقوط نحو المركز ، وبعد أن واجهت نواة كثيفة ، تتباطأ بسرعة. يتم إجراء تباطؤ السقوط أو التراكم (انظر) المادة في منطقة الصدمة عند حدود القلب والصدفة المتساقطة. مع توقف حاد بما فيه الكفاية لضغط القلب ، يمكن تحويل هذه القفزة إلى قفزة قوية ، تنتشر من حدود القلب إلى محيط النجم. على التين. يوضح الشكل 3 ، الذي تم إنشاؤه على أساس إحدى حسابات GSC مع نقطة توقف حادة جدًا للنجم c ، كيف ، مع انتشار موجة الصدمة ، تتأخر حركة المادة نحو المركز ويتم استبدالها بالتمدد الخارجي. في البداية (الشكل 3) ، تشكلت موجة الصدمة كموجة صدمة عند في وقت 0.56 ثانية. يستمر في الوجود حتى لحظة 1.75 ثانية في شكل موجة صدمة ، بينما تتباطأ المادة الموجودة خلف مقدمتها تمامًا. ثم تنتشر موجة الصدمة. تزداد سرعته مع اقتراب مقدمة الموجة من سطح النجم ، حيث تنتقل من طبقات المادة الكثيفة إلى طبقات المادة التي يتخللها بشكل متزايد. تتسارع موجة الصدمة أيضًا بسبب انفجار الوقود النووي في الخارج. طبقات النجم. رئيسي عملية من هذا النوع تؤخذ في الاعتبار في الحساب yavl. تحويل النوى 2 16 8 O ® 32 16 S + 16.54 MeV. في النهاية ، يمكن أن تتسبب موجة الصدمة في انفصال جزء من الظرف عن النجم. شيء من هذا القبيل يمكن أن يحدث انفجار سوبرنوفا.

أرز. الشكل 3. توزيع السرعات وحركة طبقات نجم بكتلة تعتمد على قيمة (أي جزء من كتلة نجم يقع على عمق أكبر من طبقة معينة) في لحظات مختلفة من انهيار الجاذبية. بداية العد التنازلي مشروطة. الجزء الأكثر انحدارًا من المنحنيات هو الجزء الأمامي من موجة الصدمة التي تنتشر باتجاه سطح النجم. على المنحنى للحظة من الزمن 37.6 ثانية ، لوحظت سرعة قطع مكافئ (فصل الطبقات الخارجية) ، تساوي في الحالة قيد النظر 3.5 . 10 3 كم / ثانية. تشكل جميع طبقات النجمة على يمين هذه النقطة المغلف الذي تم إخراجه لاحقًا.

ولكن في حسابات أكثر اتساقًا لـ G. to. مع توقف موجة صدمة قوية بما فيه الكفاية مع أي حركية كبيرة. لا تعمل طاقة تمدد الطبقات المنفصلة. في حساب G. إلى. لنجم كتلته (حالة BB` في الشكل 2) ، لم يتم طرد تحويلة. الطبقات ، حتى مع تأثير الدوران. الملاحظات ، على العكس من ذلك ، تشهد على العلاقة الوثيقة بين النجوم النابضة النيوترونية وانفجارات السوبرنوفا. من وجهة النظر هذه ، هناك أهمية خاصة لاستقصاءات GK للنجوم منخفضة الكتلة التي تقترب مما يسمى. (لنجم حديدي ونجم كربوني). النقطة المهمة هي أن هذه الدراسات كشفت عن آلية فعالة للغاية لطرد الغلاف النجمي (انظر القسم 4). على التين. 2 مسار مخطط SS '، الذي يصور G. إلى. لمركز نجم مع كتلة to ry مصحوبًا بانفجار. الطبقات (الجانب النوعي لهذا التأثير موضح في الشكل 3).

سبق أن قيل أعلاه أن الآلية الرئيسية تؤدي إلى فقدان الهيدروستاتيكي. استقرار النجوم منخفضة الكتلة ، yavl. بيتا ، أو بالأحرى ، التقاط الإلكترونات بواسطة النوى والبروتونات ، أي المواد. من الواضح أن عملية النيوترون ستساهم في G. إلى. ، لأن التقاط الإلكترونات يقلل من ضغط الإلكترون ، وأيضًا يتم نقل طاقة معينة بعيدًا عن النجم على شكل نيوترينوات. لاحظ أنه داخل نجم منخفض الكتلة ، يكون ضغط الإلكترون هو osm. جزء من ضغط المادة (انظر بداية مسار CC` في الشكل 2). يختلف GK للنجوم منخفضة الكتلة عن GK للنجوم الضخمة من ناحية أخرى. بعد "احتراق" الهيليوم وتشكيل نواة الكربون والأكسجين للنجم (الشكل 1) ، يستمر تطوره الإضافي بشكل مختلف اعتمادًا على كتلة اللب المتشكل. يتطور GK للنجوم الضخمة ، s ، (بعد تكوين اللب الحديدي للنجم) بنفس الطريقة التي تم وصفها باستخدام GK للنجوم c و s كمثال. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، يمكن أن تبدأ G.C في وقت مبكر ، عندما يحترق الكربون. تظهر الحسابات أن هذا الإرهاق يستمر ، كقاعدة عامة ، بعنف ، مع انتهاك التدفق الهيدروستاتيكي. توازن النجم ويتحول إلى انفجار نووي حراري مع إطلاق كبير للطاقة.

ومع ذلك ، على الرغم من الاحتراق المتفجر للكربون والأكسجين ، يمكن أن تؤدي هذه العملية المعقدة في النهاية إلى تطور نجم غازي ، وليس إلى انفجار نجم. يتم تسهيل ذلك من خلال النيوترونات الشديدة لمنتجات الاحتراق (نوى مجموعة الحديد) والوسائل المصاحبة. فقدان الطاقة بسبب إشعاع النيوترينو. تزداد شدة هذه العمليات بسرعة مع زيادة الكثافة في مركز النجم. ويترتب على الحسابات أن الانفجار النووي الحراري لنجم الكربون والأكسجين يتحول بالفعل إلى G. إلى. ، إذا كان المركز. تتجاوز كثافة النجم قبل بدء الاحتراق القيمة r c »10 10 جم / سم 3. تأتي الاحتمالية الأساسية لـ G. to. أيضًا من مقارنة حد Chandrasekhar للنجم الحديدي () وكتلة نجم الكربون والأكسجين قيد الدراسة (). زيادة كتلة الأخير فوق Chandrasekhar تحد من yavl. شرط ضروري لـ G. to. و g / cm 3 - حالة كافية.

يوضح تحول انفجار نووي حراري إلى G. إلى. 4 ، مما يدل على التغيير بمرور الوقت في أنصاف أقطار عدة. طبقات نجم كربون-أكسجين (مسار مركزه ، النقاط С` مذكورة في الشكل 2). في الوقت t = 3.3 s (يتم حساب الوقت من اللحظة التي وصلت فيها درجة الحرارة-pa في مركز النجم إلى القيمة 6 . 10 8 K ، وهو ما يكفي لتطوير الاحتراق النووي الحراري المتفجر للكربون) ، ينخفض ​​نصف قطر جميع الطبقات بشكل حاد ، مما يعني انتقال الانفجار إلى غرفة الغاز.

يترافق التطور من G. إلى. مع تدفق متزايد باستمرار من إشعاع النيوترينو ، إلى ry ، وينقل طاقته جزئيًا إلى مادة خارجية. طبقات النجم ، تسرع بشكل كبير الاحتراق الحراري لبقايا الكربون في هذه الطبقات. يتم تشكيل تفجير قوي. موجة موجبة سرعات مادية خلف المقدمة ، كافية لتمزيق الغلاف الخارجي. يوضح الحساب التفصيلي لهذه الآلية في الحسابات أن طاقة ~ 10 50 erg يتم نقلها إلى الغلاف المتوسع. ثم الحركية يمكن أن تزداد طاقة الغلاف (ولكن بمعدل أبطأ بكثير ، في 10 5-10 6 ثوانٍ) بسبب تأثيرات الدوران والضغط المغناطيسي. حقول تصل إلى ~ 10 31 erg ، وهو ما يتوافق مع طاقة غلاف مستعر أعظم نموذجي. إذا كانت الكثافة المركزية في نجم الكربون والأكسجين دون الحرجة (جم / سم 3) ، فعند الاحتراق النووي الحراري ، يمكن أن يتشكل قلب الحديد بهدوء نتيجة احتراق جزء من المادة ، أو وضع نابض من النواة الحرارية. يمكن أن يتطور احتراق الكربون مع انفجار لاحق للنجم. توضح نظرية التطور النجمي أن الاختلاف في قيم المركز. يمكن أن تحدث كثافة نجوم الكربون والأكسجين ، التي تحدد مصيرها في المستقبل ، بسبب ظروف تطور النجوم في الأنظمة الثنائية القريبة.

وبالتالي ، فإن نظرية الحمل الحراري الفائق تؤدي إلى استنتاج مفاده أن انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة من الكربون والأكسجين بكتلة تقارب. . إضافي يظهر التحليل أن G. إلى. مع تكوين نجم نيوتروني ساخن وطرده (على مرحلتين) تحويلة. يمكن التعرف على الأصداف مع المستعرات الأعظمية من النوع الأول. في الوقت نفسه ، يمكن أن يتماشى انفجار نجم دون تكوين نجم نيوتروني مع المستعرات الأعظمية من النوع الثاني. ومع ذلك ، تجدر الإشارة إلى أن مثل هذه التعريفات ليست واضحة تمامًا ولا تستبعد الخيارات الأخرى. من الناحية النظرية ، يكون GSC ممكنًا بدون انفجار سوبر نوفا ، كما تم تحديده في حسابات GSC للنوى النجمية الحديدية الضخمة. في هذه العملية ، يمكن أن تنتهي G. c. مع ولادة النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء.

لسوء الحظ ، لا يزال من الصعب قول أي شيء محدد عنها. تواتر النتائج المختلفة للتطور النجمي ، وعلى وجه الخصوص تواتر G.c. في المجرة ، وفقًا لهذه الإحصاءات ، يبلغ عدد النجوم "المحتضرة" سنويًا ≈ 1. لكن الإحصاءات لا تأخذ في الاعتبار عمليات فقدان الكتلة من قبل النجوم أثناء التطور ، وكذلك عدد من التأثيرات المهمة الأخرى ؛ فمن المرجح أن يبالغ في تواتر G. c. وفي الوقت نفسه ، فإن الاستنتاج يتعلق بالمساهمة السائدة للنجوم منخفضة الكتلة في عدد النجوم التي تكمل تطور الجاذبية. الانهيار يبدو معقولا. بالإضافة إلى ذلك ، يجب التأكيد على أن كتلة النجم ، التي تمت مناقشتها في نظرية المراحل المتأخرة من التطور ، هي في الواقع كتلة جوهر الكربون والأكسجين لنجم له بنية عملاقة غير متجانسة ذات نواة كثيفة و صدفة مخلخلة. من حسابات تطور النجوم ، من المعروف أن كتلة النواة في عدة مرات أقل من كتلة النجم بأكمله (على سبيل المثال ، كتلة اللب ، تساوي ، تتوافق مع الكتلة الكلية للنجم). في حين أنه من الصعب تحديد قيمة أصغر كتلة من النجوم المنهارة ، إلا أنه من الواضح أنه يجب أن يتجاوز حد Chandrasekhar للنجم الحديدي ().

إذا كانت كتلة نجم نيوتروني ساخن ، مثل هذا النجم النيوتروني ، بعد فترة قصيرة من التبريد المكثف للنيوترينو (عدة عشرات من الثواني) ، يجب ألا تعاني من GK النسبي ويمكن ملاحظتها كمصدر لإضعاف الأشعة السينية الحرارية تدريجيًا. وكذلك لفترة طويلة على شكل نجم نابض مع إشعاع في المدى من موجات الراديو إلى أشعة جاما.

في نظرية G. to .. تحظى مسألة إشعاع النيوترينو بأهمية خاصة. في سياق G. إلى. تنبعث على شكل نبضة لمدة 10-30 ثانية من النيوترينوات الخامسو antineutrinos مع إجمالي الطاقة). تشير النقطة F إلى لحظة إنهاء الهيدروديناميكية. حساب من G. إلى. تحدد الأحرف A و B و C مراحل مختلفة من G إلى. ، والتي تتميز بالبيانات التالية: D t - مدة المرحلة المقابلة من G. إلى.

وسائل. تفسر مدة توهج النيوترينو بحقيقة أن العنصر الرئيسي. لا ينبعث جزء من الطاقة في عملية الهيدروديناميكية السريعة. المرحلة G. إلى. ، وفي المرحلة اللاحقة من تراكم المادة ext. الطبقات (المرحلة ب ، الشكل 5) وتبريد نجم نيوتروني ساخن متوازن هيدروستاتيكي (المرحلة ج). يمكن ، من حيث المبدأ ، اكتشاف نبضة نيوترينو صادرة عن نجم ينهار داخل مجرتنا على كاشفات إشعاع النيوترينو الموجودة بالفعل (انظر). سيكون اكتشاف نبضة نيوترينو بمثابة اختبار رصد مباشر لنظرية hypernovae. على وجه الخصوص ، سيمكن من التحقق من الاستنتاج المهم للنظرية حول إمكانية حدوث انفجار شديد الحرارة يستمر دون طرد الغلاف ، وبالتالي ، بدون تأثيرات ملحوظة مثل انفجارات المستعر الأعظم. يمكن أن تحدث مثل هذه العمليات في المجرة ، كما ذكرنا سابقًا ، »1 سنويًا.

في عملية النوى النجمية G.C مع كتلة لا تتجاوز كتلة نجم نيوتروني بارد () ، فإن تأثيرات النظرية العامة للنسبية (GR) ليست مهمة جدًا ، على الرغم من أنها ستحتاج إلى أخذها في الاعتبار في التطور اللاحق لنظرية G.C ومع ذلك ، فإن تأثيرات النسبية العامة لها أهمية حاسمة بالنسبة للنسبية G. to. ، ينهي كريم تطور النوى النجمية الضخمة.

أشعل.: Ya. B. Zeldovich، P. D. Novikov، Theory of Gravity and Evolution of Stars، M.، 1971؛ Shklovsky I.S ، المستعرات الأعظمية والمشكلات ذات الصلة ، الطبعة الثانية ، M. ، 1976 ، ص. 398 وما يليها ؛ في طليعة الفيزياء الفلكية العابرة. من الإنجليزية ، M. ، 1979 ؛ Imshennik V. S. ، Nadezhin D.K ، المراحل الأخيرة من تطور النجوم وانفجارات السوبرنوفا ، في: Itogi Nauki n Tekhniki. سر. علم الفلك ، المجلد 21 ، M. ، 1982.

(ضد. المقلد)

الانهيار الجاذبي
الانكماش السريع والتفكك لسحابة أو نجم بين النجوم تحت تأثير قوة الجاذبية الخاصة به. الانهيار الثقالي ظاهرة فيزيائية فلكية مهمة للغاية. يشارك في تكوين النجوم ، والعناقيد النجمية والمجرات ، وفي موت بعضها. في الفضاء بين النجوم ، هناك العديد من الغيوم ، تتكون أساسًا من الهيدروجين بكثافة تقريبية. 1000 at / cm3 ، الحجم من 10 إلى 100 St. سنوات. يتغير هيكلها ، وعلى وجه الخصوص ، كثافتها باستمرار تحت تأثير الاصطدامات المتبادلة ، والتدفئة عن طريق الإشعاع النجمي ، وضغط المجالات المغناطيسية ، وما إلى ذلك. عندما تصبح كثافة السحابة أو جزء منها كبيرة جدًا بحيث تتجاوز الجاذبية ضغط الغاز ، تبدأ السحابة في الانكماش بشكل لا يمكن السيطرة عليه - تنهار. زيادة عدم تجانس الكثافة الأولية الصغيرة أثناء الانهيار ؛ نتيجة لذلك ، تتفتت السحابة ، أي يتكسر إلى أجزاء ، كل منها يستمر في الانكماش. بشكل عام ، عندما يتم ضغط الغاز ، تزداد درجة حرارته وضغطه ، مما قد يمنع المزيد من الضغط. ولكن طالما أن السحابة شفافة للأشعة تحت الحمراء ، فإنها تبرد بسهولة ولا يتوقف الانكماش. ومع ذلك ، مع زيادة كثافة الشظايا الفردية ، يصبح تبريدها أكثر صعوبة ويوقف الضغط المتزايد الانهيار - هذه هي الطريقة التي يتشكل بها النجم ، وتشكل المجموعة الكاملة لشظايا السحب التي تحولت إلى نجوم عنقود نجمي. يستمر انهيار السحابة إلى نجم أو عنقود نجمي حوالي مليون سنة - بسرعة نسبيًا على نطاق كوني. بعد ذلك ، التفاعلات الحرارية النووية التي تحدث في داخل النجم تحافظ على درجة الحرارة والضغط ، مما يمنع الانضغاط. في سياق هذه التفاعلات ، تتحول العناصر الكيميائية الخفيفة إلى عناصر أثقل مع إطلاق طاقة ضخمة (على غرار ما يحدث عندما تنفجر قنبلة هيدروجينية). تترك الطاقة المنبعثة النجم على شكل إشعاع. تشع النجوم الضخمة بشكل مكثف للغاية وتحرق "وقودها" في بضع عشرات الملايين من السنين. النجوم ذات الكتلة المنخفضة لديها ما يكفي من إمدادات الوقود الخاصة بها لمليارات السنين من الاحتراق البطيء. عاجلاً أم آجلاً ، ينفد الوقود من أي نجم ، وتتوقف التفاعلات الحرارية النووية في القلب ، وبسبب حرمانه من مصدر الحرارة ، فإنه يظل متحكمًا بشكل كامل في جاذبيته ، مما يؤدي بلا هوادة إلى موت النجم.
انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة.إذا كانت كتلة بقايا النجم بعد فقدان الغلاف أقل من 1.2 كتلة شمسية ، فإن انهيار الجاذبية لن يذهب بعيدًا: حتى النجم المنكمش المحرومة من مصادر الحرارة يحصل على فرصة جديدة لمقاومة الجاذبية. عند كثافة المادة العالية ، تبدأ الإلكترونات في صد بعضها البعض بشكل مكثف ؛ هذا ليس بسبب شحنتها الكهربائية ، ولكن بسبب خواصها الميكانيكية الكمومية. الضغط الناتج يعتمد فقط على كثافة المادة ولا يعتمد على درجة حرارتها. تسمى خاصية الإلكترونات هذه بالانحلال في الفيزياء. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، يكون ضغط المادة المتحللة قادرًا على مقاومة الجاذبية. يتوقف انكماش النجم عندما يصبح بحجم الأرض. تسمى هذه النجوم بالأقزام البيضاء ، لأنها تتألق بشكل ضعيف ، ولكن لها سطح (أبيض) ساخن إلى حد ما بعد الضغط مباشرة. ومع ذلك ، تنخفض درجة حرارة القزم الأبيض تدريجيًا ، وبعد بضع مليارات من السنين ، من الصعب بالفعل ملاحظة مثل هذا النجم: يصبح جسمًا باردًا غير مرئي.
انهيار النجوم الضخمة.إذا كانت كتلة النجم أكثر من 1.2 شمسي ، فإن ضغط الإلكترونات المتحللة لن يكون قادرًا على مقاومة الجاذبية ، ولا يمكن للنجم أن يصبح قزمًا أبيض. يستمر انهيارها الذي لا يمكن كبحه حتى تصل المادة إلى كثافة مماثلة لكثافة النوى الذرية (حوالي 3 * 10 14 جم / سم 3). في هذه الحالة ، يتم تحويل معظم المادة إلى نيوترونات ، والتي ، مثل الإلكترونات في قزم أبيض ، تصبح متدهورة. يمكن أن يوقف ضغط المادة النيوترونية المتحللة تقلص النجم إذا لم تتجاوز كتلته ما يقرب من 2 كتلة شمسية. يبلغ قطر النجم النيوتروني الناتج تقريبًا تقريبًا. 20 كم. عندما يتوقف الانكماش السريع لنجم نيوتروني فجأة ، تتحول كل الطاقة الحركية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة إلى مئات المليارات من الكلفن. نتيجة لذلك ، يحدث توهج عملاق للنجم ، ويتم التخلص من طبقاته الخارجية بسرعة عالية ، ويزداد لمعانه عدة مليارات من المرات. يطلق علماء الفلك على هذا اسم "انفجار سوبر نوفا". بعد حوالي عام ، يتناقص سطوع نواتج الانفجار ، ويبرد الغاز المقذوف تدريجياً ، ويمتزج مع الغاز بين النجوم ، وفي الفترات التالية يدخل تكوين نجوم الجيل الجديد. النجم النيوتروني الذي تشكل أثناء الانهيار يدور بسرعة في أول مليون سنة ويلاحظ على أنه باعث متغير - نجم نابض. إذا تجاوزت كتلة النجم المنهار بشكل كبير كتلتين شمسيتين ، فلن يتوقف الانضغاط عند مرحلة النجم النيوتروني ، بل يستمر حتى ينخفض ​​نصف قطره إلى عدة كيلومترات. ثم تزداد قوة التجاذب على السطح لدرجة أنه حتى شعاع الضوء لا يمكن أن يترك النجم. يسمى النجم المضغوط إلى هذا الحد بالثقب الأسود. لا يمكن دراسة مثل هذا الجسم الفلكي إلا نظريًا باستخدام نظرية النسبية العامة لأينشتاين. تظهر الحسابات أن تقلص الثقب الأسود غير المرئي يستمر حتى تصل المادة إلى كثافة عالية لا متناهية.
أنظر أيضابولسار. ثقب أسود.
المؤلفات
Shklovsky I.S ، النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم. م ، 1984

موسوعة كولير. - مجتمع مفتوح. 2000 .

شاهد ما هو "الانهيار الجرافيكي" في القواميس الأخرى:

العملية الهيدروديناميكية ضغط الجسم تحت تأثير خاص. قوى الجاذبية. هذه العملية في الطبيعة ممكنة فقط للأجسام الضخمة بما فيه الكفاية ، على وجه الخصوص ، للنجوم. شرط ضروري لـ G. to. انخفاض في مرونة va داخل نجم ، إلى سرب يؤدي إلى ... ... موسوعة فيزيائية

ضغط سريع بشكل كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. يمكن أن ينتهي تطور النجوم ذات الكتلة الأكبر من كتلتين شمسيتين بانهيار الجاذبية. بعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم يفقدون ... ... قاموس موسوعي

نموذج آلية الانهيار التثاقلي انهيار الجاذبية هو ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. الجاذبية ... ويكيبيديا

ضغط سريع بشكل كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. يمكن أن ينتهي تطور النجوم ذات الكتلة الأكبر من كتلتين شمسيتين بانهيار الجاذبية. بعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم يفقدون ... ... القاموس الفلكي

انهيار الجاذبية- (من الجاذبية والانهيار المنهار) (في الفيزياء الفلكية وعلم الفلك) انضغاط نجم سريع بشكل كارثي في ​​المراحل الأخيرة من التطور تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة به ، متجاوزًا قوى الضغط الضعيفة لغاز ساخن (مادة). .. ... بدايات علوم الطبيعة الحديثة

شاهد انهيار الجاذبية ... الموسوعة السوفيتية العظمى

ضغط سريع بشكل كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير الجاذبية. القوات. G to. تطور النجوم بكتلة St. كتلتان شمسيتان. بعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم ، تفقد قوتها الميكانيكية. الاستدامة و ... علم الطبيعة. قاموس موسوعي

شاهد انهيار الجاذبية ... قاموس موسوعي كبير

انظر انهيار الجاذبية. * * * انهيار الانهيار الجاذبي ، انظر الانهيار الجاذبي (انظر الانهيار الجاذبي) ... قاموس موسوعي

كتب

• رؤية أينشتاين. ويلر ج. ، كتاب الفيزيائي الأمريكي البارز د. أ. ويلر مكرس لعرض أولي للديناميكا الهندسية - تجسيدًا لحلم أينشتاين "باختزال كل الفيزياء إلى الهندسة." يبدأ المؤلف بـ ... التصنيف: الرياضيات والعلومالسلسلة: الناشر: