Τι είναι η βαρυτική κατάρρευση. Βαρυτική κατάρρευση

Η ανακάλυψη ισχυρών πηγών ραδιοεκπομπών έξω από τον γαλαξία μας έχει εγείρει πολλά ενδιαφέροντα ερωτήματα για τη σύγχρονη αστρονομία. Το πιο σημαντικό από αυτά μπορεί να διατυπωθεί ως εξής: «Πού αντλούν αυτές οι πηγές ραδιοεκπομπών την κολοσσιαία ενέργειά τους». Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι κατά τη διάρκεια της ζωής της η πηγή ραδιοεκπομπής καταναλώνει ποσότητα ενέργειας της τάξης των 1060 erg - αυτό ισοδυναμεί με το απόθεμα πυρηνικής ενέργειας περίπου εκατό εκατομμυρίων ήλιων.

Οι F. Hoyle και W. Fowler διατύπωσαν μια αξιοσημείωτη υπόθεση, σύμφωνα με την οποία η πηγή αυτής της ενέργειας είναι η βαρυτική κατάρρευση (ταχεία συμπίεση) ενός σούπερ σταρ. Ένα τέτοιο αντικείμενο, το οποίο έχει μια γιγαντιαία μάζα - περίπου εκατό εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου, θα έπρεπε, υποθετικά, να βρίσκεται στο κέντρο του γαλαξία.

Αμέσως μετά, χάρη στις συνδυασμένες προσπάθειες της οπτικής και της ραδιοαστρονομίας, ήταν δυνατό να ανακαλυφθεί ότι δύο πολύ φωτεινά αντικείμενα που μοιάζουν με αστέρια ήταν πηγές ραδιοεκπομπών. Ένα από αυτά, η πηγή που αναφέρεται στον τρίτο κατάλογο πηγών ραδιοεκπομπών του Cambridge με τον κωδικό 3C 273, είναι το φωτεινότερο αντικείμενο που είναι γνωστό στο Σύμπαν. Στη συνέχεια, βρέθηκαν πολλά άλλα παρόμοια αντικείμενα. Εννέα τέτοιες πηγές εκπομπής ραδιοφώνου, παρόμοιες με αστέρια, είναι πλέον γνωστές.

Συγκλήθηκε διεθνές συμπόσιο για το πρόβλημα της βαρυτικής κατάρρευσης. Ήταν απαραίτητο να συζητηθούν πολλά νέα ερωτήματα που αντιμετώπισαν οι επιστήμονες. Είναι αυτά τα ασυνήθιστα αντικείμενα το αποτέλεσμα της βαρυτικής συστολής που προχωρά με την ταχύτητα μιας έκρηξης; Πώς μετατρέπεται η βαρυτική ενέργεια σε ραδιοκύματα; Και τελευταίο αλλά εξίσου σημαντικό, από τη σκοπιά των θεωρητικών, το ερώτημα. Η βαρυτική κατάρρευση οδηγεί σε απεριόριστη συστολή και στην εμφάνιση ασυνήθιστων ιδιοτήτων του χωροχρόνου;

Αυτό το άρθρο είναι αφιερωμένο στην τελευταία από αυτές τις ερωτήσεις. Η ίδια η πιθανότητα ότι αντικείμενα τέτοιας κολοσσιαίας μάζας θα μπορούσαν να υπάρχουν στη φύση ανάγκασε τους θεωρητικούς να επανεξετάσουν τις απόψεις τους με βάση τη γενική σχετικότητα.

ΣΕ ΑΠΕΙΡΗ ΠΥΚΝΟΤΗΤΑ

Φανταστείτε ένα σφαιρικό σύννεφο σκόνης, κάθε σωματίδιο στο οποίο έλκει τα υπόλοιπα σύμφωνα με το Νευτώνειο. Το σύννεφο στο σύνολό του θα αρχίσει να συρρικνώνεται. Αυτή η διαδικασία θα συνεχιστεί μέχρι να μπουν στο παιχνίδι άλλες δυνάμεις. Ας υποθέσουμε για μια στιγμή ότι δεν υπάρχουν άλλες δυνάμεις. Στη συνέχεια, όπως δείχνει ένας απλός υπολογισμός, το σύννεφο θα συρρικνωθεί σε ένα σημείο σε πεπερασμένο χρόνο. Εάν η αρχική πυκνότητα του νέφους είναι ένα γραμμάριο ανά κυβικό εκατοστό, τότε θα χρειαστεί περίπου μισή ώρα για να συρρικνωθεί το σύννεφο σε ένα απειροελάχιστο μέγεθος.

Φυσικά, τίθεται το ερώτημα: γιατί όλα αυτά τα αντικείμενα που βλέπουμε γύρω μας δεν συμπιέζονται υπό την επίδραση των δικών τους βαρυτικών δυνάμεων; Η απάντηση σε αυτό το ερώτημα είναι προφανής: η δράση άλλων δυνάμεων παρεμβαίνει. Η βαρύτητα είναι μια πολύ αδύναμη δύναμη σε σύγκριση με άλλες δυνάμεις. Έτσι, για παράδειγμα, οι δυνάμεις της ηλεκτρικής αλληλεπίδρασης μεταξύ δύο ηλεκτρονίων είναι περισσότερες από 1040 φορές μεγαλύτερες από τις δυνάμεις της βαρυτικής τους αλληλεπίδρασης. Επομένως, η βαρυτική κατάρρευση δεν συμβαίνει σε συνηθισμένα σώματα.

Η κατάσταση είναι αρκετά διαφορετική, ωστόσο, στην περίπτωση αντικειμένων κολοσσιαίας μάζας, όπως αυτά που εξετάζουν οι Fowler και Hoyle. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα, τόσο πιο ισχυρές θα είναι οι βαρυτικές δυνάμεις. Πράγματι, για τέτοια αντικείμενα, οι βαρυτικές δυνάμεις είναι τόσο ισχυρές που καμία από τις γνωστές δυνάμεις, προφανώς, δεν μπορεί να αποτρέψει τη βαρυτική κατάρρευση.

Σύμφωνα με τη Νευτώνεια θεωρία, εάν η βαρυτική κατάρρευση είναι απεριόριστη, τότε, κατά συνέπεια, όλη η ύλη πρέπει να συγκεντρωθεί σε ένα σημείο και να φτάσει σε μια κατάσταση απείρως μεγάλης πυκνότητας. Μπορούμε να βασιστούμε σε αυτή την περίπτωση στη Νευτώνεια θεωρία;

ΕΚΔΡΟΜΗ ΣΤΗ ΘΕΩΡΙΑ ΤΗΣ ΣΧΕΤΙΚΟΤΗΤΑΣ

Η θεωρία της βαρύτητας του Νεύτωνα, παρά την εξαιρετική της περιγραφή των βαρυτικών φαινομένων στη Γη και στο ηλιακό σύστημα, δεν είναι εντελώς απαλλαγμένη από λογικές δυσκολίες. Έτσι, για παράδειγμα, σύμφωνα με τον Newton, η βαρυτική αλληλεπίδραση είναι στιγμιαία: διαδίδεται με άπειρη ταχύτητα και τα αποτελέσματά της γίνονται αισθητά αμέσως. Αυτό το συμπέρασμα έρχεται σε αντίθεση με την ειδική θεωρία της σχετικότητας, σύμφωνα με την οποία καμία δύναμη δεν διαδίδεται ταχύτερα από το φως. Πριν από περίπου πενήντα χρόνια, ο Αϊνστάιν πρότεινε μια θεωρία της βαρύτητας που είναι σύμφωνη με την ειδική σχετικότητα και συγκλίνει από πολλές απόψεις με τη θεωρία του Νεύτωνα. Μιλάμε για τη γενική θεωρία της σχετικότητας.

Η Γενική Σχετικότητα εκμεταλλεύεται την υπέροχη ιδιότητα της βαρύτητας ότι δεν μπορεί να «σβήσει». Η βαρύτητα υπάρχει πάντα και επηρεάζει πάντα όλα τα υλικά σωματίδια. Από αυτή την άποψη, η βαρύτητα διαφέρει από όλες τις άλλες δυνάμεις που είναι γνωστές στη φυσική. Οι ηλεκτρικές δυνάμεις δρουν μόνο σε φορτισμένα σωματίδια. Ένα ηλεκτρόνιο (ένα αρνητικά φορτισμένο σωματίδιο), ένα πρωτόνιο (ένα θετικά φορτισμένο σωματίδιο) και ένα νετρόνιο (ένα σωματίδιο χωρίς φορτίο) θα συμπεριφέρονται διαφορετικά σε ένα ηλεκτρικό πεδίο. Σε ένα βαρυτικό πεδίο, θα κινηθούν με τον ίδιο ακριβώς τρόπο. Αυτό έγινε κατανοητό πριν από περισσότερα από τριακόσια χρόνια όταν είπε ότι όλα τα σώματα, ανεξάρτητα από τη μάζα τους, πέφτουν με την ίδια ταχύτητα.

Ο Αϊνστάιν, εξηγώντας αυτή την ιδιότητα της βαρύτητας, πίστευε ότι η βαρύτητα σχετίζεται στενά με τη φύση του χώρου και του χρόνου. Ο πρώτος νόμος του Νεύτωνα δηλώνει ότι ένα σώμα βρίσκεται σε κατάσταση ομοιόμορφης ευθύγραμμης κίνησης εάν δεν ασκεί καμία εξωτερική δύναμη πάνω του. Ας υποθέσουμε ότι ρίξαμε ένα πυροβόλο σε γωνία 45° ως προς την κατακόρυφο. Εάν δεν υπήρχε δύναμη βαρύτητας, το βλήμα θα συνέχιζε να κινείται σε ευθεία γραμμή κατευθυνόμενη σε γωνία 45 ° προς την κατακόρυφο. Ωστόσο, η δράση της βαρύτητας αναγκάζει το βλήμα να κινηθεί κατά μήκος μιας παραβολικής τροχιάς. Εφόσον η βαρύτητα είναι κάτι από το οποίο είναι αδύνατο να απαλλαγούμε, δεν έχει νόημα να μιλάμε για τους νόμους της κίνησης εκτός της βαρύτητας. Το παραπάνω παράδειγμα δείχνει ότι παρουσία βαρύτητας -και απουσία άλλων δυνάμεων- τα σωματίδια κινούνται κατά μήκος καμπυλών, όχι ευθειών. Ωστόσο, μπορούμε να ονομάσουμε αυτές τις καμπύλες γραμμές "ευθείες γραμμές" εάν αλλάξουμε τους νόμους της γεωμετρίας. Αυτό είναι το θέμα της γενικής σχετικότητας. Η παρουσία της βαρύτητας δίνει λόγο να πούμε ότι η γεωμετρία του χωροχρόνου δεν είναι Ευκλείδεια. Αυτό το συμπέρασμα εκφράζεται ποσοτικά στις εξισώσεις του Αϊνστάιν.

ΛΥΣΗ SCHWARZSCHILD

Οι εξισώσεις του Αϊνστάιν περιγράφουν πώς η καμπυλότητα του χωροχρόνου (η μη ευκλείδεια φύση τους) σχετίζεται με την κατανομή της ύλης. Αν και οι ιδέες πίσω από αυτές είναι απλές και κομψές και οι ίδιες οι εξισώσεις μπορούν να γραφτούν σε συμπαγή μορφή, η ακριβής λύση οποιουδήποτε προβλήματος στη γενική σχετικότητα είναι εξαιρετικά δύσκολη, κυρίως λόγω της μη ευκλείδειας φύσης του χωροχρόνου. Ως αποτέλεσμα, ήταν δυνατό να ληφθούν ακριβείς λύσεις μόνο για πολύ λίγα προβλήματα της θεωρίας. Ένα από αυτά αποκτήθηκε το 1916 από τον Karl Schwarzschild.

Σύμφωνα με αυτή τη λύση, το βαρυτικό πεδίο σε μεγάλη απόσταση από το σώμα περιγράφεται λίγο πολύ με ακρίβεια από τη Νευτώνεια θεωρία. Με άλλα λόγια, συμφωνεί αρκετά με το νόμο της αντιστρόφως αναλογικότητας προς το τετράγωνο της απόστασης. Ωστόσο, όσο πλησιάζουμε στην ελκτική μάζα, η απόκλιση γίνεται όλο και πιο σημαντική. Όπως θα περίμενε κανείς, η βαρυτική έλξη δυναμώνει. Αλλά - και αυτό δεν λαμβάνεται υπόψη από τη Νευτώνεια θεωρία - ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο συνοδεύεται από μια ισχυρή καμπυλότητα των γεωμετριών του χωροχρόνου.

Ας εξετάσουμε την πιο εντυπωσιακή περίπτωση, όταν η ελκτική μάζα συγκεντρώνεται σε ένα σημείο. Σε αυτή την περίπτωση, η καμπυλότητα του χωροχρόνου οδηγεί σε μια πολύ περίεργη κατάσταση. Αποδεικνύεται ότι γύρω από τη μάζα μπορείτε να χτίσετε μια σφαίρα με πεπερασμένη ακτίνα, γνωστή ως ακτίνα Schwarzschild (ακτίνα βαρύτητας), η οποία θα χρησιμεύσει ως ένα είδος φραγμού στα σήματα. Κανένα φυσικό σήμα δεν θα μπορεί να πάει από μέσα προς τα έξω, πέρα από αυτό το φράγμα, αλλά τα σήματα από το εξωτερικό θα μπορούν να διεισδύσουν μέσα σε αυτή τη σφαίρα!

Μπορεί να προκύψει μια τέτοια κατάσταση στην πράξη; Ναι, μπορεί, με την προϋπόθεση ότι το σώμα είναι τόσο μικρό ώστε να βρίσκεται μέσα στη σφαίρα που περιγράφεται από την ακτίνα βαρύτητας. Τα σώματα που μας περιβάλλουν δεν ικανοποιούν αυτήν την προϋπόθεση. Για παράδειγμα, η βαρυτική ακτίνα του Ήλιου είναι περίπου 3 χιλιόμετρα, ενώ η πραγματική του ακτίνα είναι περίπου 700.000 χιλιόμετρα.

Ωστόσο, σε περίπτωση βαρυτικής κατάρρευσης, το σώμα μπορεί να συρρικνωθεί σε μέγεθος τόσο μικρό που τελικά να καταλήξει μέσα στη βαρυτική σφαίρα. Αυτό που συμβαίνει σε αυτή την περίπτωση θα μπορούσε να είναι μια καλή βάση για ένα μυθιστόρημα επιστημονικής φαντασίας.

Συνεχίζεται.

P.S. Για τι άλλο μιλούν οι Βρετανοί επιστήμονες: ότι το θέμα της βαρυτικής κατάρρευσης, της διαστολής ή αντίστροφα, η συμπίεση του Σύμπαντος μας προσελκύει μερικές φορές όχι μόνο αστροφυσικούς, αλλά και φιλοσόφους, δημόσια πρόσωπα, όπως, για παράδειγμα, ο Viacheslav Moshe Kantor, Πρόεδρος του Ευρωπαϊκού Εβραϊκού Κογκρέσου.

Το κύριο συστατικό ενός δυαδικού συστήματος έκλειψης έχει απόλυτο οπτικό μέγεθος ; η βολομετρική διόρθωση που αντιστοιχεί στο φάσμα του είναι περίπου , έτσι ώστε: ο Ήλιος ακτινοβολεί περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο, 2,5121484 = 860.000 φορές, αλλά η μάζα του είναι 19 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή και επομένως ακτινοβολεί 45.000 φορές περισσότερη ανά 1 g ύλης παρά ο Ήλιος. Ο ήλιος εκπέμπει ακτινοβολία ανά γραμμάριο μάζας. Ομοίως, διαπιστώνουμε ότι η συνιστώσα Β του οπτικού δυαδικού αστέρα Kruger 60 ακτινοβολεί 1 g ύλης 80 φορές λιγότερο από τον Ήλιο, δηλαδή για αυτόν. Ακόμη λιγότερο ειδική ακτινοβολία από τον Σείριο Β - ένας λευκός νάνος: . Εν τω μεταξύ, η μέση θερμοκρασία Τ ενός αστεριού ποικίλλει στα ίδια αστέρια (εκτός ίσως από έναν λευκό νάνο) ασύγκριτα λιγότερο (βλ. σελ. 196). Είναι δύσκολο να υποθέσουμε εκ των προτέρων ότι και στις τρεις περιπτώσεις ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας είναι ο ίδιος, αλλά αν είναι ο ίδιος, τότε, προφανώς, είναι πολύ ευαίσθητος στις αλλαγές των φυσικών συνθηκών μέσα στο αστέρι, ιδιαίτερα στη θερμοκρασία. Από τους διάφορους πιθανούς τύπους παραγωγής ενέργειας στα αστέρια, τα ακόλουθα δύο είναι σημαντικά:

α) βαρυτική συστολή,

β) θερμοπυρηνικές διεργασίες.

ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΣΥΜΠΙΕΣΗ

Εάν μια σπάνια μπάλα συμπιέζεται, τότε η δυναμική της ενέργεια μειώνεται [βλ. (15.8)]; αυτή η μείωση πηγαίνει σε αύξηση της κινητικής ενέργειας των σωματιδίων της μπάλας, δηλαδή σε αύξηση της θερμοκρασίας όταν η μπάλα είναι αέρια (βλ. (15.9)).

Η εσωτερική θερμική ενέργεια ενός ιδανικού αερίου που έχει φτάσει σε θερμοκρασία είναι ίση με 1 g. Για ολόκληρο το αστέρι, αυτό θα είναι

Το ολοκλήρωμα είναι . Αντικαθιστώντας εδώ αντί της έκφρασής του από το (15.9), στο οποίο , και προσθέτοντας από το (15.8) την έκφραση για τη δυναμική ενέργεια , παίρνουμε εύκολα

συνολική ενέργεια

Για ένα μονατομικό αέριο και, επομένως, παραμελώντας την πίεση ακτινοβολίας του αστεριού (για το οποίο ), θα έχουμε

δηλ. η συνολική ενέργεια είναι ίση με τη μισή δυναμική ενέργεια και η μεταβολή της είναι μόνο η μισή της μεταβολής της δυνητικής ενέργειας.

Αρκετά ευρύ σε εφαρμογή, το πολυτροπικό μοντέλο έχει δυναμική ενέργεια

Εδώ n είναι η κλάση πολυτροπίας (στο , η ενέργεια γίνεται θετική, δηλ. η μπάλα έχει απείρως μεγάλες διαστάσεις) και για το συναγωγικό μοντέλο

και για το τυπικό μοντέλο

Ο ρυθμός μεταβολής της ενέργειας πρέπει προφανώς να ταυτίζεται με τη φωτεινότητα του άστρου στο στάδιο της συστολής:

Όπως φαίνεται από την ισότητα (17.4). οι αλλαγές στη συνολική ενέργεια, που εξισώνουμε στο (17,8) με τη φωτεινότητα, είναι μόνο το ήμισυ της μεταβολής της δυναμικής ενέργειας του άστρου. Το άλλο μισό πάει να το ζεστάνει.

Αν αντικαταστήσουμε στη δεξιά πλευρά του (17,9) αντί του L την ακτινοβολία του Ήλιου και αντί του R - τη μάζα και την ακτίνα του Ήλιου, τότε θα έχουμε

(17.10)

Αναφερόμενοι τυπικά στον τελευταίο υπολογισμό, μπορούμε να πούμε ότι αν υποθέσουμε ότι ο Ήλιος συστέλλεται, τότε με τα σημερινά χαρακτηριστικά του Ήλιου, η ακτίνα του Ήλιου είναι «αρκετή» μόνο για χρόνια για να αντισταθμίσει την απώλεια θερμότητας από την ακτινοβολία. Στην ουσία, πρέπει να πούμε ότι υπό βαρυτική συστολή, ο Ήλιος αλλάζει σημαντικά σε 25 εκατομμύρια χρόνια. Αλλά η γεωλογική ιστορία της Γης μάς διδάσκει ότι ο Ήλιος ακτινοβολεί τη Γη λίγο πολύ αμετάβλητα για περίπου 3 δισεκατομμύρια χρόνια και, ως εκ τούτου, η υποδεικνυόμενη χρονική κλίμακα της τάξης των 20 εκατομμυρίων ετών, η λεγόμενη χρονική κλίμακα συστολής Kelvin-Helmholtz , δεν είναι κατάλληλο για να εξηγήσει τη σύγχρονη εξέλιξη του Ήλιου. Είναι αρκετά κατάλληλο για την εξέλιξη των αστεριών που συμπυκνώνονται καθώς θερμαίνονται κατά τη συμπίεση, έως ότου η θέρμανση γίνει τόσο ισχυρή ώστε να τεθούν σε λειτουργία οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις.

Πολλά καταπληκτικά πράγματα συμβαίνουν στο διάστημα, με αποτέλεσμα να εμφανίζονται νέα αστέρια, να εξαφανίζονται παλιά και να δημιουργούνται μαύρες τρύπες. Ένα από τα θαυμάσια και μυστηριώδη φαινόμενα είναι η βαρυτική κατάρρευση που τερματίζει την εξέλιξη των άστρων.

Η αστρική εξέλιξη είναι ένας κύκλος αλλαγών που περνά ένα αστέρι κατά τη διάρκεια της ύπαρξής του (εκατομμύρια ή δισεκατομμύρια χρόνια). Όταν το υδρογόνο σε αυτό τελειώνει και μετατρέπεται σε ήλιο, σχηματίζεται ένας πυρήνας ηλίου και αρχίζει να μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα - ένα αστέρι όψιμων φασματικών τάξεων, το οποίο έχει υψηλή φωτεινότητα. Η μάζα τους μπορεί να είναι 70 φορές η μάζα του Ήλιου. Οι πολύ φωτεινοί υπεργίγαντες ονομάζονται υπεργίγαντες. Εκτός από την υψηλή φωτεινότητα, διακρίνονται από μια σύντομη περίοδο ύπαρξης.

ουσία της κατάρρευσης

Αυτό το φαινόμενο θεωρείται το τελικό σημείο της εξέλιξης των άστρων των οποίων το βάρος είναι μεγαλύτερο από τρεις ηλιακές μάζες (το βάρος του Ήλιου). Αυτή η τιμή χρησιμοποιείται στην αστρονομία και τη φυσική για τον προσδιορισμό του βάρους άλλων διαστημικών σωμάτων. Η κατάρρευση συμβαίνει όταν οι βαρυτικές δυνάμεις αναγκάζουν τεράστια κοσμικά σώματα με μεγάλες μάζες να καταρρεύσουν πολύ γρήγορα.

Τα αστέρια που ζυγίζουν περισσότερες από τρεις ηλιακές μάζες έχουν αρκετό υλικό για παρατεταμένες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Όταν η ουσία τελειώνει, η θερμοπυρηνική αντίδραση σταματά επίσης και τα αστέρια παύουν να είναι μηχανικά σταθερά. Αυτό οδηγεί στο γεγονός ότι αρχίζουν να συρρικνώνονται προς το κέντρο με υπερηχητική ταχύτητα.

αστέρια νετρονίων

Όταν τα αστέρια συστέλλονται, αυτό προκαλεί τη δημιουργία εσωτερικής πίεσης. Εάν δυναμώσει αρκετά ώστε να σταματήσει τη βαρυτική συστολή, τότε εμφανίζεται ένα αστέρι νετρονίων.

Ένα τέτοιο κοσμικό σώμα έχει απλή δομή. Ένα αστέρι αποτελείται από έναν πυρήνα, ο οποίος καλύπτεται από έναν φλοιό, και αυτός, με τη σειρά του, σχηματίζεται από ηλεκτρόνια και ατομικούς πυρήνες. Το πάχος του είναι περίπου 1 km και είναι σχετικά λεπτό σε σύγκριση με άλλα σώματα που βρίσκονται στο διάστημα.

Το βάρος των άστρων νετρονίων είναι ίσο με το βάρος του Ήλιου. Η διαφορά μεταξύ τους είναι ότι η ακτίνα τους είναι μικρή - όχι μεγαλύτερη από 20 km. Στο εσωτερικό τους, οι ατομικοί πυρήνες αλληλεπιδρούν μεταξύ τους, σχηματίζοντας έτσι πυρηνική ύλη. Είναι η πίεση από την πλευρά του που δεν επιτρέπει στον αστέρα νετρονίων να συρρικνωθεί περαιτέρω. Αυτός ο τύπος αστέρα έχει πολύ υψηλή ταχύτητα περιστροφής. Είναι ικανά να κάνουν εκατοντάδες περιστροφές σε ένα δευτερόλεπτο. Η διαδικασία γέννησης ξεκινά με μια έκρηξη σουπερνόβα, η οποία συμβαίνει κατά τη διάρκεια της βαρυτικής κατάρρευσης ενός άστρου.

σουπερνόβα

Μια έκρηξη σουπερνόβα είναι μια ξαφνική αλλαγή στη φωτεινότητα ενός αστεριού. Τότε το αστέρι αρχίζει να σβήνει αργά και σταδιακά. Έτσι τελειώνει το τελευταίο στάδιο της βαρυτικής κατάρρευσης. Όλος ο κατακλυσμός συνοδεύεται από την απελευθέρωση μεγάλης ποσότητας ενέργειας.

Πρέπει να σημειωθεί ότι οι κάτοικοι της Γης μπορούν να δουν αυτό το φαινόμενο μόνο εκ των υστέρων. Το φως φτάνει στον πλανήτη μας πολύ μετά την εκδήλωση της επιδημίας. Αυτό έχει προκαλέσει δυσκολίες στον προσδιορισμό της φύσης των σουπερνόβα.

Ψύξη ενός αστέρα νετρονίων

Μετά το τέλος της βαρυτικής συστολής που σχημάτισε το αστέρι νετρονίων, η θερμοκρασία του είναι πολύ υψηλή (πολύ υψηλότερη από τη θερμοκρασία του Ήλιου). Το αστέρι ψύχεται λόγω της ψύξης με νετρίνο.

Μέσα σε λίγα λεπτά, η θερμοκρασία τους μπορεί να πέσει 100 φορές. Τα επόμενα εκατό χρόνια - άλλες 10 φορές. Αφού μειωθεί, η διαδικασία ψύξης του επιβραδύνεται σημαντικά.

Όριο Oppenheimer-Volkov

Από τη μία πλευρά, αυτός ο δείκτης αντικατοπτρίζει το μέγιστο δυνατό βάρος ενός αστέρα νετρονίων, στο οποίο η βαρύτητα αντισταθμίζεται από αέριο νετρονίων. Αυτό εμποδίζει τη βαρυτική κατάρρευση να καταλήξει σε μια μαύρη τρύπα. Από την άλλη, το λεγόμενο όριο Oppenheimer-Volkov είναι ταυτόχρονα και το κατώτερο όριο του βάρους μιας μαύρης τρύπας, που σχηματίστηκαν κατά την αστρική εξέλιξη.

Λόγω ορισμένων ανακριβειών, είναι δύσκολο να προσδιοριστεί η ακριβής τιμή αυτής της παραμέτρου. Ωστόσο, υποτίθεται ότι είναι στην περιοχή από 2,5 έως 3 ηλιακές μάζες. Προς το παρόν, οι επιστήμονες υποστηρίζουν ότι το βαρύτερο αστέρι νετρονίων είναι το J0348+0432. Το βάρος του είναι περισσότερο από δύο ηλιακές μάζες. Το βάρος της ελαφρύτερης μαύρης τρύπας είναι 5-10 ηλιακές μάζες. Οι αστροφυσικοί ισχυρίζονται ότι αυτά τα δεδομένα είναι πειραματικά και αφορούν μόνο γνωστά προς το παρόν αστέρια νετρονίων και μαύρες τρύπες και υποδηλώνουν την πιθανότητα ύπαρξης πιο μαζικών.

Μαύρες τρύπες

Μια μαύρη τρύπα είναι ένα από τα πιο εκπληκτικά φαινόμενα που βρέθηκαν στο διάστημα. Είναι μια περιοχή του χωροχρόνου όπου η βαρυτική έλξη δεν επιτρέπει σε κανένα αντικείμενο να ξεφύγει από αυτήν. Ακόμη και τα σώματα που μπορούν να κινηθούν με την ταχύτητα του φωτός (συμπεριλαμβανομένων των κβαντών του ίδιου του φωτός) δεν είναι ικανά να το εγκαταλείψουν. Μέχρι το 1967, οι μαύρες τρύπες ονομάζονταν «παγωμένα αστέρια», «κατάρρευση» και «κατάρρευση αστέρια».

Μια μαύρη τρύπα έχει ένα αντίθετο. Λέγεται λευκή τρύπα. Όπως γνωρίζετε, είναι αδύνατο να βγούμε από μια μαύρη τρύπα. Όσο για τα λευκά, δεν μπορούν να διεισδύσουν.

Εκτός από τη βαρυτική κατάρρευση, μια κατάρρευση στο κέντρο του γαλαξία ή στο πρωτογαλαξιακό μάτι θα μπορούσε να είναι ο λόγος για τον σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας. Υπάρχει επίσης μια θεωρία ότι οι μαύρες τρύπες εμφανίστηκαν ως αποτέλεσμα της Μεγάλης Έκρηξης, όπως ο πλανήτης μας. Οι επιστήμονες τα αποκαλούν πρωτεύοντα.

Υπάρχει μια μαύρη τρύπα στον Γαλαξία μας, η οποία, σύμφωνα με τους αστροφυσικούς, σχηματίστηκε λόγω της βαρυτικής κατάρρευσης υπερμεγέθων αντικειμένων. Οι επιστήμονες λένε ότι τέτοιες τρύπες αποτελούν τον πυρήνα πολλών γαλαξιών.

Οι αστρονόμοι στις Ηνωμένες Πολιτείες της Αμερικής προτείνουν ότι το μέγεθος των μεγάλων μαύρων τρυπών μπορεί να υποτιμηθεί κατάφωρα. Οι υποθέσεις τους βασίζονται στο γεγονός ότι για να φτάσουν τα αστέρια την ταχύτητα με την οποία κινούνται μέσω του γαλαξία M87, που βρίσκεται 50 εκατομμύρια έτη φωτός από τον πλανήτη μας, η μάζα της μαύρης τρύπας στο κέντρο του γαλαξία M87 πρέπει να είναι τουλάχιστον 6,5 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες. Αυτή τη στιγμή, είναι γενικά αποδεκτό ότι το βάρος της μεγαλύτερης μαύρης τρύπας είναι 3 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες, δηλαδή περισσότερο από το μισό.

Σύνθεση μαύρων οπών

Υπάρχει μια θεωρία ότι αυτά τα αντικείμενα μπορούν να εμφανιστούν ως αποτέλεσμα πυρηνικών αντιδράσεων. Οι επιστήμονες τους έδωσαν το όνομα κβαντικά μαύρα δώρα. Η ελάχιστη διάμετρός τους είναι 10 -18 m και η μικρότερη μάζα είναι 10 -5 g.

Ο Μεγάλος Επιταχυντής Αδρονίων κατασκευάστηκε για να συνθέτει μικροσκοπικές μαύρες τρύπες. Θεωρήθηκε ότι με τη βοήθειά του θα ήταν δυνατή όχι μόνο η σύνθεση μιας μαύρης τρύπας, αλλά και η προσομοίωση της Μεγάλης Έκρηξης, η οποία θα επέτρεπε την αναδημιουργία της διαδικασίας σχηματισμού πολλών διαστημικών αντικειμένων, συμπεριλαμβανομένου του πλανήτη Γη. Ωστόσο, το πείραμα απέτυχε επειδή δεν υπήρχε αρκετή ενέργεια για να δημιουργηθούν μαύρες τρύπες.

G. to. stars - η καταστροφικά γρήγορη συμπίεσή του υπό την επίδραση των δικών του. βαρυτικές δυνάμεις - μπορεί να εμφανιστούν μετά τον τερματισμό του κέντρου. περιοχές του αστέρα των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Με την εξάντληση των αποθεμάτων πυρηνικής ενέργειας σε ένα αστέρι και την εξαφάνιση της κεντρικής πηγής ενέργειας, η θερμική και στη συνέχεια η υδροστατική (μηχανική) ισορροπία του διαταράσσεται άμεσα. Σε αυτή την περίπτωση, οι δυνάμεις που αντιτίθενται στη βαρύτητα εξασθενούν και δημιουργούνται συνθήκες για την ταχεία συμπίεση του άστρου. Το G. to. θεωρείται ένας από τους πιθανούς τρόπους ολοκλήρωσης (με 1,2 \mathfrak M_\odot$" align="absmiddle" width="90" height="17">), που οδηγεί στον σχηματισμό νετρονίων αστέρια ή ακόμα (στο Η εκτίναξη των εξωτερικών στρωμάτων ενός άστρου, η οποία είναι δυνατή κατά τη διάρκεια του ΓΚ της κεντρικής περιοχής του, οδηγεί στην εμφάνιση

Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις χρησιμεύουν ως πηγή ενέργειας για το αστέρι και του παρέχουν υδροστατική ενέργεια. και θερμική ισορροπία μέχρι το σχηματισμό στο κέντρο του. περιοχές των ατομικών πυρήνων της ομάδας του σιδήρου. Αυτοί οι πυρήνες έχουν το μεγαλύτερο ανά νουκλεόνιο, έτσι ώστε η σύνθεση πυρήνων βαρύτερων από τους πυρήνες σιδήρου δεν συνοδεύεται πλέον από απελευθέρωση ενέργειας, αλλά, αντίθετα, απαιτεί ενέργεια. Στερούμενο από αυτή τη στιγμή θερμοπυρηνικών πηγών ενέργειας, το αστέρι δεν μπορεί να αντισταθμίσει τις ενεργειακές απώλειες στο διάστημα, ειδικά επειδή μέχρι το τέλος του «θερμοπυρηνικού» σταδίου της εξέλιξης, αυτές οι απώλειες αυξάνονται εξαιρετικά. Στις συνήθεις απώλειες ενέργειας από την αστρική επιφάνεια (εκπομπή φωτονίων από την αστρική φωτόσφαιρα), προστίθενται εδώ ογκομετρικές απώλειες ενέργειας λόγω έντονης ακτινοβολίας ( v) και αντινετρίνο () κέντρο. αστρική περιοχή. Οι ογκομετρικές απώλειες ενέργειας, όπως δείχνουν οι υπολογισμοί της αστρικής εξέλιξης, καθίστανται κυρίαρχες έναντι των απωλειών από την επιφάνεια σε θερμοκρασίες στο κέντρο του άστρου. Για το τελευταίο στάδιο της πυρηνικής εξέλιξης ενός αστέρα με αρκετά μεγάλη μάζα, αυτή η προϋπόθεση πληρούται σε υπερβολικό βαθμό - κατά τη σύνθεση των πυρήνων της ομάδας σιδήρου, η θερμοκρασία c στο κέντρο του άστρου φτάνει το 3 . 10 9 K. Σε αστέρια χαμηλής μάζας, με μάζα κοντά στο κατώτερο όριο, η θερμοκρασία-pa στο κέντρο στο τέλος της πυρηνικής εξέλιξης φθάνει επίσης μια τιμή και οι ογκομετρικές απώλειες ενέργειας με τη μορφή ακτινοβολίας νετρίνων γίνονται οι κύριες.

Οι μη αντισταθμισμένες ενεργειακές απώλειες διαταράσσουν την ισορροπία του άστρου. Δημιουργούνται συνθήκες συμπίεσης του κέντρου του. περιοχές υπό την επιρροή των δικών. δυνάμεις βαρύτητας. Το αστέρι καταναλώνει τώρα , το οποίο απελευθερώνεται κατά τη συμπίεση. Ο ρυθμός-pa σε ένα αστέρι που συστέλλεται αυξάνεται (βλ.). Αρχικά, η συμπίεση του αστέρα προχωρά αργά, έτσι ώστε η υδροστατική κατάσταση ισορροπία εξακολουθεί να επιτυγχάνεται. Τέλος, η θερμοκρασία φτάνει σε τόσο υψηλές τιμές, "(5-10) . 10 9 Κ ότι οι πυρήνες της ομάδας σιδήρου χάνουν τη σταθερότητά τους. Διασπώνται σε πυρήνες ηλίου, νετρόνια και πρωτόνια (στο πρώτο στάδιο της διάσπασης 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124,4 MeV, και με περαιτέρω αύξηση της θερμοκρασίας, οι πυρήνες He διασπώνται επίσης: 4 2 He ® 2n + 2p - 26,21 MeV). Η αποσύνθεση των πυρήνων απαιτεί μέσο. κόστος ενέργειας, δεδομένου ότι αντιπροσωπεύει, σαν να λέγαμε, ολόκληρη την αλυσίδα των αντιδράσεων θερμοπυρηνικής σύντηξης από το υδρογόνο στον σίδηρο, αλλά προς την αντίθετη κατεύθυνση (όχι με την απελευθέρωση, αλλά με την απορρόφηση ενέργειας). Ο ρυθμός στο εσωτερικό του άστρου εξακολουθεί να αυξάνεται (λόγω βαρυτικής συστολής), αλλά λόγω της αποσύνθεσης των πυρήνων σιδήρου, που απαιτεί ενέργεια, όχι τόσο γρήγορα όσο θα ήταν απαραίτητο για να σταματήσει η συστολή. Ως αποτέλεσμα των απωλειών ενέργειας λόγω της ακτινοβολίας νετρίνων και της αποσύνθεσης των πυρήνων, συμβαίνει ένα είδος έκρηξης αστεριών - μια έκρηξη προς τα μέσα (μερικές φορές στην επιστημονική βιβλιογραφία ονομάζεται έκρηξη, σε αντίθεση με μια έκρηξη - μια έκρηξη προς τα έξω που προκαλείται από μια γρήγορη απελευθέρωση ενέργειας). Στην έκρηξη, η ουσία είναι το κέντρο. η περιοχή του αστεριού πέφτει προς το κέντρο με ταχύτητα κοντά στην ταχύτητα της ελεύθερης πτώσης. Το υδροδυναμικό κύμα αραίωσης που προκύπτει σε αυτή την περίπτωση έλκει διαδοχικά σε κατάσταση πτώσης τα στρώματα του άστρου που είναι όλο και πιο μακριά από το κέντρο. Το G. to. που έχει ξεκινήσει, υπό προϋποθέσεις, μπορεί να επιβραδύνει ή και να σταματήσει, αλλά σε αρκετές περιπτώσεις μπορεί να συνεχίσει αδιάκοπα, μετατρέποντας στο λεγόμενο. .

Η αποσαφήνιση όλου του συμπλέγματος των συνθηκών που οδηγεί στο Γ. προς. είναι ένα εξαιρετικά δύσκολο έργο. Ένα από τα σημαντικά βήματα για την επίλυση αυτού του προβλήματος είναι η μελέτη των υδροστατικών συνθηκών. ισορροπία στα μεταγενέστερα στάδια της εξέλιξης ενός άστρου με τη συμμετοχή της εξίσωσης της κατάστασης της ύλης στο αστέρι.

Σε όλη την εξέλιξη. η ανάπτυξη ενός αστέρα που σχετίζεται με θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο κέντρο του. περιοχές, σε ένα αστέρι, με σπάνιες εξαιρέσεις, διατηρείται υδροστατική. ισορροπία. Συνίσταται στην ισότητα (σε κάθε σημείο του άστρου και σε οποιαδήποτε χρονική στιγμή) των δυνάμεων της βαρύτητας και των δυνάμεων απώθησης των σωματιδίων της ύλης, λόγω πίεσης R, F - = -D р/D r [abs. το μέγεθος αυτών των δυνάμεων, r είναι η απόσταση από το κέντρο στο εξεταζόμενο σημείο του άστρου, είναι η μάζα μέσα στη σφαίρα της ακτίνας r, p είναι η πυκνότητα της ύλης, -D p/D r είναι μια κατά προσέγγιση έκφραση για το ακτινική συνιστώσα της κλίσης πίεσης στην περιοχή του εξεταζόμενου σημείου]. Ο μέσος όρος για ολόκληρο το αστέρι ως σύνολο, η υδροστατική εξίσωση. Η ισορροπία μπορεί να γραφτεί περίπου ως εξής:

όπου και R είναι η συνολική μάζα και η ακτίνα του άστρου, r c και p c είναι η πυκνότητα και η πίεση στο κέντρο του αστέρα. Αυτή η εξίσωση καθιστά δυνατή, ειδικότερα, την εκτίμηση της θερμοκρασίας T c κοντά στο κέντρο του άστρου. Εάν δεχθούμε ότι η ουσία εκεί υπακούει στην εξίσωση της ιδανικής κατάστασης αερίου, τότε , όπου m είναι η μοριακή μάζα της ουσίας του άστρου, το R 0 είναι καθολικό. Για αστέρια όπως ο Ήλιος Τ με ~10 7 K, για αστέρια που καταρρέουν (με μεγαλύτερη μάζα) είναι πολύ υψηλότερο. Στο σχ. Το 1 δείχνει ένα πιθανό σχήμα εξέλιξης. το μονοπάτι ενός τεράστιου αστεριού () από τη στιγμή της γέννησής του από ένα σύννεφο αερίου-σκόνης έως τη στιγμή της πλήρους εξάντλησης στο κέντρο του. περιοχές θερμοπυρηνικού καυσίμου και την έναρξη του Γ. προς. (σημείο διακλάδωσης).

Η εξέλιξη ενός άστρου μετά την «απενεργοποίηση» των πηγών θερμοπυρηνικής ενέργειας, αυστηρά μιλώντας, μπορεί να γίνει με δύο τρόπους: διατηρώντας παράλληλα την υδροστατική. ισορροπία και υδροδυναμική. τρόπο, όταν οι δυνάμεις βαρύτητας κυριαρχούν σημαντικά (F + >F -). Η διαδρομή κατά την οποία θα προχωρήσει η εξέλιξη του άστρου εξαρτάται από το πώς αλλάζει η πίεση της ύλης του αστεριού με τη θερμοκρασία και την πυκνότητα, δηλαδή από την εξίσωση της κατάστασης της ύλης. Εάν η αύξηση της πυκνότητας κατά τη συμπίεση της ύλης από βαρυτικές δυνάμεις δεν συνοδεύεται από μια αρκετά έντονη αύξηση της πίεσης, τότε δημιουργούνται προϋποθέσεις στο αστέρι για παραβίαση του υδροστατικού συστήματος. ισορροπία και ανάπτυξη του Γ. κ. Η σχέση πίεσης και πυκνότητας στην περίπτωση ταχείας συμπίεσης μιας ουσίας (που έχει τον χαρακτήρα) έχει τη μορφή: p c ~ r g c (g ονομάζεται αδιαβατικός δείκτης).

Με τη σειρά του, η πυκνότητα της ύλης καθορίζεται από το μέγεθος του αστεριού r c ~ 1/R 3 . Η έκφραση για τις απωστικές δυνάμεις μπορεί επομένως να γραφτεί ως:

Η εξάρτηση των βαρυτικών δυνάμεων από την ακτίνα του άστρου δίνεται από τη σχέση:

Μπορεί να φανεί από τις σχέσεις (2) και (3) ότι οι δυνάμεις βαρύτητας αυξάνονται ταχύτερα με μείωση της ακτίνας του άστρου σε σύγκριση με τις δυνάμεις πίεσης, εάν

5 > 1 + 3 g ή g< 4 / 3 (4),

Για το 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) υδροστατική η ισορροπία είναι σταθερή: οι τυχαίες σφραγίδες θα διαλυθούν και θα ξεθωριάσουν. Σε μια αυστηρή θεωρία της υδροστατικής Η σταθερότητα των αστεριών λαμβάνει υπόψη την ανομοιομορφία του g για διαφορετικά στρώματα του αστεριού. Στην πραγματικότητα οι προϋποθέσεις του Γ. να έρθουν όταν βρίσκονται στο κέντρο. περιφέρεια ζ< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. Στο σχ. 2 δείχνει τα αποτελέσματα των θεωρητικών. υπολογισμοί της τιμής του g ανάλογα με την πυκνότητα και τη θερμοκρασία της ουσίας. Οι σχεδιασμένες γραμμές στάθμης g = 4 / 3 διακρίνουν ξεκάθαρα τη «ρεματιά αστάθειας» (περιοχή με g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

Ρύζι. 2. Διάγραμμα αμοιβαίων μετασχηματισμών διαφόρων σωματιδίων αστρικής ύλης και των ελαστικών ιδιοτήτων της ανάλογα με την πυκνότητα (r) και τη θερμοκρασία (T c). Οι περιοχές με τη μικρότερη ελαστικότητα της ύλης (με αδιαβατικό εκθέτη g min = 1,0 και 1,06) βρίσκονται κοντά στη τομή γραμμών ίσων συγκεντρώσεων X: I - πυρήνες σιδήρου και ηλίου (οι πυρήνες σιδήρου κυριαρχούν στα αριστερά της γραμμής, πυρήνες ηλίου προς τα δεξιά, στην ίδια τη γραμμή X Fe=XHe). II - ζεύγη ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων και ατομικά ηλεκτρόνια (τα ηλεκτρόνια κυριαρχούν πάνω από αυτή τη γραμμή). III - νετρόνια και πρωτόνια (τα νετρόνια κυριαρχούν πάνω από τη γραμμή). IV - πυρήνες και νετρόνια σιδήρου (τα νετρόνια κυριαρχούν πάνω και στα δεξιά της γραμμής). Το διάγραμμα δείχνει τις διαδρομές των κεντρικών σημείων των αστεριών: με μάζα - διακεκομμένη γραμμή AA` με την αρχή της βαρυτικής κατάρρευσης στο σημείο Α. με μάζα - διακεκομμένη γραμμή ВВ` με την έναρξη της βαρυτικής κατάρρευσης στο σημείο Β. με μάζα - διακεκομμένη γραμμή CC` (σημείο C - η αρχή μιας θερμοπυρηνικής έκρηξης άνθρακα). Κλειστές διακεκομμένες γραμμές με την τιμή g = 1,1 περιβάλλουν τις περιοχές αυξημένης αστάθειας. η διακεκομμένη γραμμή δηλώνει το «λούκι της αστάθειας» με g< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

Ταυτοποίηση φυσικών διεργασίες που οδηγούν στις τιμές του εκθέτη 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".

Μαζί με τους μετασχηματισμούς των σωματιδίων, που προχωρούν με ίση πιθανότητα προς την εμπρός και την αντίστροφη κατεύθυνση (έτσι ώστε να ισορροπούν μεταξύ τους), στο τέλος του θερμοπυρηνικού σταδίου της αστρικής εξέλιξης σημαίνει. οι εντάσεις φτάνουν στον μετασχηματισμό βήτα. Οι μετασχηματισμοί βήτα περιλαμβάνουν απαραίτητα νετρίνα και αντινετρίνα, τα οποία αμέσως μετά τη γέννησή τους εγκαταλείπουν το αστέρι (για αυτούς, το πάχος του αστεριού είναι διαφανές). Επομένως, οι μετασχηματισμοί βήτα έχουν μονόπλευρο χαρακτήρα - αντιδράσεις αλληλεπίδρασης μεταξύ των νετρίνων και των αντινετρίνων με το c.-l. άλλα σωματίδια (για παράδειγμα, η σύλληψη ενός νετρίνου από ένα πρωτόνιο) δεν συμβαίνει σε ένα αστέρι. Η μονόπλευρη φύση των μετασχηματισμών βήτα σημαίνει ότι δεν υπάρχει πλήρης αστρική ύλη. Ποσοτικά, η συνεισφορά των μετασχηματισμών βήτα είναι ιδιαίτερα σημαντική στο πάνω αριστερό τμήμα της «ρεαράς αστάθειας», όπου μπορούν να πέσουν αστέρια με μικρότερη μάζα, c . Λόγω έλλειψης θερμοδυναμικής ισορροπία που απεικονίζεται σε αυτό το μέρος του Σχ. 2 γραμμές είναι υπό όρους (στην πραγματικότητα υπολογίστηκαν χρησιμοποιώντας μια πολύ χονδρική προσέγγιση). Αυστηρός ορισμός της φυσικής. συνθήκες με σημαντική συμβολή των μετασχηματισμών βήτα απαιτεί έναν συνεπή υπολογισμό της κινητικής τους, αυτοσυνεπή με τον υπολογισμό της εξέλιξης και του GK του αστεριού. Παρ' όλα αυτά, το λεγόμενο. κινητικός μια ισορροπία στην οποία όλοι οι μετασχηματισμοί βήτα θα ήταν ισορροπημένοι, εκτός από αυτούς που θα μπορούσαν να προκληθούν από ελεύθερα ιπτάμενα νετρίνα και αντινετρίνα. Με μια τέτοια ισορροπία, για γρήγορες υδροδυναμικές διαταραχές, που δεν ακολουθούνται από μετασχηματισμούς βήτα, η «ρεματιά της αστάθειας» γίνεται όλο και πιο ρηχή και στενότερη. Και αυτό σημαίνει ότι μόνο αστάθειες με τον χαρακτηριστικό χρόνο μετασχηματισμών βήτα μπορούν να αναπτυχθούν. Για το λόγο αυτό, στα αστέρια χαμηλής μάζας ο γαλαξιακός συντονισμός πρέπει να αναπτύσσεται σχετικά αργά. Στη γενική περίπτωση, το πρόβλημα της ανάπτυξης του G. to. θα πρέπει να λυθεί λαμβάνοντας υπόψη την κινητική όλων των μετασχηματισμών βήτα.

Σε κάθε περίπτωση, η ύλη του άστρου, που πέφτει στη «ρεματιά της αστάθειας», χάνει την ελαστικότητά της, και το αστέρι, τελικά, δεν μπορεί να εξουδετερώσει τις δυνάμεις της βαρύτητας, γεγονός που οδηγεί στην ανάπτυξη του G. c. Αυστηροί υπολογισμοί για ένα αστέρι με μάζα (η μάζα του πυρήνα του σιδήρου , τα υπόλοιπα - οξυγόνο εξωτ. κέλυφος) δείχνουν τη στάση του G. c. όταν η πυκνότητα r c ~ 10 13 g / cm 3 και η θερμοκρασία T c ~ 10 11 K επιτυγχάνονται στο κέντρο του αστεριού. Αφού σταματήσει το G. c. αρχίζει η διαδικασία σχηματισμού ενός θερμού αστέρα νετρονίων. Ταυτόχρονα, μια μάλλον αργή αύξηση συνεχίζεται (όλο το γρήγορο στάδιο της υδροδυναμικής έως το να σταματήσει χαρακτηρίζεται από έναν υδροδυναμικό χρόνο ~ 0,1 s) κέντρου. πυκνότητα έως r s ~ 10 15 g / cm 3 και θερμοκρασία T s ~ 10 12 K (για χρόνο » 3 s). Στη συνέχεια λαμβάνει χώρα μια ακόμη πιο αργή διαδικασία ψύξης του θερμού αστέρα νετρονίων, με αποκορύφωμα το σχηματισμό ενός ψυχρού αστέρα νετρονίων, για το οποίο η μάζα είναι ακόμα αποδεκτή (βλ. ).

Ο ίδιος υπολογισμός (στο πλαίσιο του ίδιου φυσικού μοντέλου) του GK ενός τεράστιου αστέρα, c (του οποίου η μάζα του πυρήνα του σιδήρου, το υπόλοιπο είναι το εξωτερικό κέλυφος του οξυγόνου), οδηγεί σε διαφορετικό αποτέλεσμα. Οι στάσεις Γ. προς. δεν λειτουργούν, και γρήγορα υδροδυναμικά. Το στάδιο του G. c. συνεχίζεται με σχετικιστικό G. c., δηλαδή το αστέρι μετατρέπεται σε μαύρη τρύπα. Στο σχ. 2 γραφικό κέντρο τροχιάς. σημεία αστεριών και για τους δύο εξεταζόμενους υπολογισμούς του G. έως .: (BB`) και (AA`). Φαίνεται ότι η διακοπή του ΓΚ στην περίπτωση του ΒΒ` συμβαίνει μετά την τομή της τροχιάς του κέντρου του άστρου με το δεξί (εξωτερικό) όριο της "ρεαράς αστάθειας", όπου ο αδιαβατικός εκθέτης είναι g = 4/3. Στο σημείο στάσης, ο εκθέτης g >> 4 / 3 . Στην περίπτωση του ΑΑ», η τροχιά περνάει (Εικ. 2) στα δεξιά της τροχιάς ΒΒ» και, παρά το γεγονός ότι g > 4 / 3 μετά τη διέλευση της «ρεματιάς αστάθειας», το ΓΚ δεν επιβραδύνει καν. . Έτσι, παρουσία ισχυρής ακτινοβολίας νετρίνων, η αύξηση της ελαστικότητας της αστρικής ύλης δεν είναι ακόμα αρκετή για να σταματήσει το G. c.

Στο φυσικό Οι λόγοι για τη διακοπή του G. to. στην περίπτωση θα πρέπει να αποδοθούν κυρίως στη διακοπή όλων των διαδικασιών αμοιβαίας μετατροπής των σωματιδίων που συμβαίνουν με τη δαπάνη ενέργειας και στο σχηματισμό μεγάλου αριθμού νουκλεονίων από τους πυρήνες του σιδήρου. ομάδα και πυρήνες ηλίου. Το αέριο νουκλεόνιο που προκύπτει (με περίσσεια μερικώς εκφυλισμένων νετρονίων) αυξάνει σημαντικά την ελαστικότητα της ουσίας, με σκούρο πυρήνα T c > 10 10 K (η τιμή του g για ένα τέτοιο αέριο προσεγγίζει το 5/3). Ένας εξίσου σημαντικός παράγοντας θα πρέπει να θεωρηθεί η αδιαφάνεια του αστρικού πάχους για την ακτινοβολία νετρίνων που εμφανίζεται σε ένα ορισμένο στάδιο συμπίεσης. Τα νετρίνα και τα αντινετρίνα, που προηγουμένως έφυγαν από το αστέρι χωρίς εμπόδια, θα απορροφηθούν από την ύλη του άστρου υπό νέες συνθήκες. Ως αποτέλεσμα, η συνολική απώλεια ενέργειας του άστρου θα μειωθεί, επιπλέον, η ταυτόχρονη μεταφορά ενέργειας από την ακτινοβολία νετρίνων από το κέντρο του άστρου προς το εξωτερικό του. τα στρώματα μπορούν να περιπλέξουν άμεσα το G. σε. στρώματα ενός αστεριού. Μπορεί να θεωρηθεί ότι η εμφάνιση αδιαφάνειας νετρίνων σε ένα τέτοιο στάδιο του G. c., όταν έχει αποκατασταθεί επαρκής ελαστικότητα της ουσίας (g > 4 / 3), συμβάλλει στη διακοπή του G. c. ένα από τα κύρια καθήκοντα στη μελέτη του Γ. προς. Κατ' αρχήν, η περιστροφή και οι μαγνητικές δυνάμεις μπορούν επίσης να συμβάλουν στη διακοπή του Γ. προς. πεδίο του άστρου, αλλά εξακολουθεί να είναι μάλλον δύσκολο να ληφθούν υπόψη ποσοτικά αυτές οι σημαντικές επιπτώσεις.

Μέχρι να σταματήσει το GCC, σχηματίζεται μια έντονη ετερογενής δομή στο αστέρι: ένας ισχυρά συμπιεσμένος πυρήνας με μάζα και ένα κέλυφος που έχει συμπιεστεί σχετικά λίγο από την αρχή του GCC και περιέχει την υπόλοιπη μάζα του αστεριού. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι μετά το G. σταματά, η κεντρική περιοχή του αστέρα είναι εξωτερική. τα στρώματα συνεχίζουν να πέφτουν προς το κέντρο και, έχοντας συναντήσει έναν πυκνό πυρήνα, επιβραδύνουν γρήγορα. Η επιβράδυνση της πτώσης, ή συσσώρευσης (βλ.), ύλης πραγματοποιείται στην περιοχή του κρουστικού σοκ στο όριο του πυρήνα και του κελύφους που πέφτει. Με μια αρκετά απότομη διακοπή της συμπίεσης του πυρήνα, αυτό το άλμα μπορεί να μετατραπεί σε ισχυρό, που διαδίδεται από το όριο του πυρήνα στην περιφέρεια του άστρου. Στο σχ. Το Σχήμα 3, που κατασκευάστηκε με βάση έναν από τους υπολογισμούς του GSC με μια πολύ απότομη αναστολή για ένα αστέρι c, δείχνει πώς, καθώς διαδίδεται το κρουστικό κύμα, η κίνηση της ύλης προς το κέντρο επιβραδύνεται και αντικαθίσταται από διαστολή προς τα έξω. Αρχικά (Εικ. 3), το κρουστικό κύμα σχηματίστηκε ως ωστικό κύμα στο τη στιγμή 0,56 s. Συνεχίζει να υπάρχει μέχρι τη στιγμή του 1,75 s με τη μορφή κρουστικού κύματος, ενώ η ουσία πίσω από το μέτωπό του επιβραδύνεται εντελώς. Τότε το ωστικό κύμα διαδίδεται. Η ταχύτητά του αυξάνεται με την προσέγγιση του μετώπου του κύματος στην επιφάνεια του άστρου, αφού μετακινείται από πυκνά σε όλο και πιο σπάνια στρώματα ύλης. Το ωστικό κύμα επιταχύνεται επίσης λόγω της έκρηξης του πυρηνικού καυσίμου στο εξωτερικό. στρώματα ενός αστεριού. Κύριος μια διαδικασία αυτού του είδους, που λαμβάνεται υπόψη στον υπολογισμό, yavl. μετασχηματισμός πυρήνων 2 16 8 O ® 32 16 S + 16,54 MeV. Στο τέλος, το κρουστικό κύμα μπορεί να προκαλέσει την αποκόλληση μέρους του φακέλου από το αστέρι. Κάτι τέτοιο θα μπορούσε να συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα.

Ρύζι. Εικ. 3. Κατανομή των ταχυτήτων και της κίνησης των στρωμάτων ενός αστέρα με μάζα ανάλογα με την τιμή , (δηλαδή, το κλάσμα της μάζας ενός άστρου που βρίσκεται βαθύτερα από ένα δεδομένο στρώμα) σε διαφορετικές στιγμές βαρυτικής κατάρρευσης. Η έναρξη της αντίστροφης μέτρησης είναι υπό όρους. Το πιο απότομο μέρος των καμπυλών είναι το μπροστινό μέρος του ωστικού κύματος που διαδίδεται προς την επιφάνεια του άστρου. Στην καμπύλη για τη στιγμή του χρόνου 37,6 s, σημειώνεται παραβολική ταχύτητα (διαχωρισμός των εξωτερικών στρωμάτων), ίση στην υπό εξέταση περίπτωση με 3,5 . 10 3 km/s. Όλα τα στρώματα του αστεριού στα δεξιά αυτού του σημείου σχηματίζουν το κέλυφος που εκτινάχθηκε στη συνέχεια.

Αλλά σε πιο συνεπείς υπολογισμούς του Γ. σε. με τη διακοπή ενός αρκετά ισχυρού ωστικού κύματος με οποιαδήποτε σημαντική κινητική. η ενέργεια διαστολής των αποκολλημένων στρωμάτων δεν λειτουργεί. Στον υπολογισμό του G. προς. για ένα αστέρι με μάζα (η περίπτωση του BB` στο Σχ. 2), δεν υπάρχει εκτόξευση εξωτ. στρώματα, ακόμη και με την επίδραση της περιστροφής. Οι παρατηρήσεις, αντίθετα, μαρτυρούν τη στενή σχέση μεταξύ των πάλσαρ αστεριών νετρονίων και των εκρήξεων σουπερνόβα. Από αυτή την άποψη, ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζουν οι έρευνες του ΓΚ για αστέρια χαμηλής μάζας που πλησιάζουν τα λεγόμενα. (για ένα σιδερένιο αστέρι και για ένα άνθρακα). Το θέμα είναι ότι αυτές οι μελέτες αποκάλυψαν έναν πολύ αποτελεσματικό μηχανισμό για την εκτίναξη του αστρικού περιβλήματος (βλ. Ενότητα 4). Στο σχ. 2 σχεδιασμένη τροχιά SS', που απεικονίζει το G. προς. για το κέντρο ενός αστεριού με μάζα to-ry συνοδεύεται από ένα ξέσπασμα. στρώματα (η ποιοτική πτυχή αυτού του εφέ απεικονίζεται στο Σχ. 3).

Έχει ήδη ειπωθεί παραπάνω ότι ο κύριος μηχανισμός που οδηγεί στην απώλεια της υδροστατικής. σταθερότητα αστεριών χαμηλής μάζας, yavl. μετασχηματισμοί βήτα, ή μάλλον, η σύλληψη ηλεκτρονίων από πυρήνες και πρωτόνια, δηλαδή ουσίες. Είναι σαφές ότι η διαδικασία ουδετεροποίησης θα συμβάλει στο G. to., καθώς η σύλληψη ηλεκτρονίων μειώνει την πίεση των ηλεκτρονίων και επίσης μια ορισμένη ενέργεια απομακρύνεται από το αστέρι με τη μορφή νετρίνων. Σημειώστε ότι μέσα σε ένα αστέρι χαμηλής μάζας, η πίεση του ηλεκτρονίου είναι osm. μέρος της πίεσης της ουσίας (βλ. την αρχή της τροχιάς CC` στο Σχ. 2). Το GK των αστεριών χαμηλής μάζας διαφέρει από το GK των αστεριών μεγάλης μάζας από μια άλλη άποψη. Μετά το «κάψιμο» του ηλίου και το σχηματισμό του πυρήνα άνθρακα-οξυγόνου του άστρου (Εικ. 1), η περαιτέρω εξέλιξή του προχωρά διαφορετικά ανάλογα με τη μάζα του σχηματιζόμενου πυρήνα. Το GK των αστεριών μεγάλης μάζας, s, αναπτύσσεται (μετά τον σχηματισμό του σιδερένιου πυρήνα του άστρου) με τον ίδιο τρόπο που περιγράφηκε χρησιμοποιώντας το GK των αστεριών c και s ως παράδειγμα. Σε αστέρια χαμηλής μάζας, με , G. c. μπορεί να ξεκινήσει νωρίτερα, όταν ο άνθρακας καεί. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι αυτή η εξάντληση προχωρά, κατά κανόνα, βίαια, με παραβίαση της υδροστατικής ροής. ισορροπία του άστρου και μετατρέπεται σε θερμοπυρηνική έκρηξη με μεγάλη απελευθέρωση ενέργειας.

Ωστόσο, παρά την εκρηκτική καύση άνθρακα και οξυγόνου, αυτή η πολύπλοκη διαδικασία μπορεί τελικά να οδηγήσει στην ανάπτυξη ενός αέριου αστέρα και όχι στην έκρηξη ενός αστεριού. Αυτό διευκολύνεται από την έντονη ουδετεροποίηση των προϊόντων καύσης (πυρήνες της ομάδας σιδήρου) και των συνοδευτικών μέσων. απώλεια ενέργειας λόγω ακτινοβολίας νετρίνων. Η ένταση αυτών των διεργασιών αυξάνεται γρήγορα με την αύξηση της πυκνότητας στο κέντρο του άστρου. Από τους υπολογισμούς προκύπτει ότι η θερμοπυρηνική έκρηξη ενός αστέρα άνθρακα-οξυγόνου μετατρέπεται πράγματι σε G. σε., εάν το κέντρο. η πυκνότητα του αστεριού πριν από την έναρξη της εξουθένωσης υπερβαίνει την τιμή r c » 10 10 g/cm 3 . Η θεμελιώδης δυνατότητα του G. to. προκύπτει επίσης από μια σύγκριση του ορίου Chandrasekhar για ένα σιδερένιο αστέρι () και της μάζας του υπό εξέταση αστέρα άνθρακα-οξυγόνου (). Η περίσσεια της μάζας του τελευταίου πάνω από το όριο του Τσαντρασεκάρ. μια απαραίτητη προϋπόθεση για το G. σε., και g / cm 3 - μια επαρκής συνθήκη.

Η μετατροπή μιας θερμοπυρηνικής έκρηξης σε G. σε. απεικονίζει το σχ. 4, το οποίο δείχνει τη μεταβολή με την πάροδο του χρόνου των ακτίνων πολλών. στρώματα ενός αστέρα άνθρακα-οξυγόνου (η τροχιά του κέντρου του, σημεία СС` δίνεται στο Σχ. 2). Τη χρονική στιγμή t = 3,3 s (ο χρόνος υπολογίζεται από τη στιγμή που η θερμοκρασία-pa στο κέντρο του αστεριού έφτασε την τιμή 6 . 10 8 K, επαρκής για την ανάπτυξη εκρηκτικής θερμοπυρηνικής καύσης άνθρακα), οι ακτίνες όλων των στρωμάτων μειώνονται απότομα, πράγμα που σημαίνει τη μετάβαση της έκρηξης στον θάλαμο αερίων.

Το αναπτυσσόμενο G. to. συνοδεύεται από μια συνεχώς αυξανόμενη ροή ακτινοβολίας νετρίνων, to-ry, μεταφέροντας εν μέρει την ενέργειά του στην ουσία του εξωτερικού. στρώματα του αστεριού, επιταχύνει σημαντικά τη θερμοπυρηνική καύση των υπολειμμάτων άνθρακα σε αυτά τα στρώματα. Σχηματίζεται μια ισχυρή έκρηξη. κύμα με θετικό ταχύτητες υλικού πίσω από το μπροστινό μέρος, επαρκείς για να αποκόψουν το εξωτερικό κέλυφος. Μια λεπτομερής περιγραφή αυτού του μηχανισμού στους υπολογισμούς δείχνει ότι η ενέργεια ~10 50 erg μεταφέρεται στο διαστελλόμενο κέλυφος. Μετά η κινητική η ενέργεια του κελύφους μπορεί να αυξηθεί (αλλά με πολύ πιο αργό ρυθμό, σε 10 5 -10 6 δευτερόλεπτα) λόγω των επιπτώσεων της περιστροφής και της μαγνητικής πίεσης. πεδία έως ~10 31 erg, που αντιστοιχεί στην ενέργεια του περιβλήματος ενός τυπικού σουπερνόβα. Εάν σε ένα αστέρι άνθρακα-οξυγόνου η κεντρική πυκνότητα είναι υποκρίσιμη (g/cm 3), τότε κατά τη διάρκεια της θερμοπυρηνικής καύσης, ένας πυρήνας σιδήρου μπορεί είτε να σχηματιστεί αθόρυβα σε αυτό ως αποτέλεσμα της καύσης μέρους της ουσίας ή ένας παλμικός τρόπος Η θερμοπυρηνική καύση άνθρακα μπορεί να αναπτυχθεί με μια επακόλουθη έκρηξη του άστρου. Η θεωρία της αστρικής εξέλιξης δείχνει ότι η διαφορά στις τιμές του κέντρου. Η πυκνότητα των αστεριών άνθρακα-οξυγόνου, που καθορίζει τη μελλοντική τους μοίρα, μπορεί να προκληθεί από τις συνθήκες ανάπτυξης των αστεριών σε στενά δυαδικά συστήματα.

Η θεωρία της υπερθερμικής μεταφοράς οδηγεί, επομένως, στο συμπέρασμα ότι η κατάρρευση άστρων χαμηλής μάζας άνθρακα-οξυγόνου με μάζα περίπου. . Πρόσθετος ανάλυση δείχνει ότι το Γ. έως. με σχηματισμό θερμού αστέρα νετρονίων και εκτίναξη (σε δύο στάδια) εξωτ. Τα κοχύλια μπορούν να αναγνωριστούν με σουπερνόβα τύπου Ι. Ταυτόχρονα, η έκρηξη ενός άστρου χωρίς το σχηματισμό αστέρα νετρονίων μπορεί να ευθυγραμμιστεί με τους σουπερνόβα τύπου II. Ωστόσο, πρέπει να σημειωθεί ότι τέτοιοι προσδιορισμοί δεν είναι απολύτως σαφείς και δεν αποκλείουν άλλες επιλογές. Θεωρητικά, το GSC είναι δυνατό χωρίς έκρηξη σουπερνόβα, όπως διαπιστώθηκε στους υπολογισμούς του GSC για τεράστιους αστρικούς πυρήνες σιδήρου. Σε αυτή τη διαδικασία, ο Γ. γ. μπορεί να τελειώσει με τη γέννηση αστεριών νετρονίων ή μαύρων τρυπών.

Δυστυχώς, είναι ακόμα δύσκολο να πούμε κάτι με βεβαιότητα για αυτό. η συχνότητα των διάφορων αποτελεσμάτων της αστρικής εξέλιξης, και ειδικότερα η συχνότητα του G. c. . Στον Γαλαξία, σύμφωνα με αυτές τις στατιστικές, για τον αριθμό των "πεθαίνων" αστεριών ανά έτος είναι ≈ 1. Όμως οι στατιστικές δεν λαμβάνουν υπόψη τις διαδικασίες απώλειας μάζας από αστέρια κατά τη διάρκεια της εξέλιξης, καθώς και έναν αριθμό άλλων σημαντικών επιδράσεων· πιθανότατα υπερβάλλει τη συχνότητα του Γ. Ταυτόχρονα, το συμπέρασμα αφορά την κυρίαρχη συμβολή των αστεριών χαμηλής μάζας στον αριθμό των αστεριών που ολοκληρώνουν την εξέλιξη της βαρύτητας. η κατάρρευση φαίνεται εύλογη. Επιπλέον, πρέπει να τονιστεί ότι η μάζα ενός άστρου, η οποία συζητείται στη θεωρία των τελευταίων σταδίων της εξέλιξης, είναι στην πραγματικότητα η μάζα του πυρήνα άνθρακα-οξυγόνου ενός αστέρα που έχει μια ετερογενή γιγάντια δομή με πυκνό πυρήνα και ένα σπάνιο κοχύλι. Από τους υπολογισμούς της εξέλιξης των άστρων, είναι γνωστό ότι η μάζα του πυρήνα σε πολλά φορές μικρότερη από τη μάζα ολόκληρου του άστρου (για παράδειγμα, η μάζα του πυρήνα, ίση με , αντιστοιχεί στη συνολική μάζα του αστέρα). Αν και είναι δύσκολο να προσδιοριστεί η τιμή της μικρότερης μάζας των αστεριών που καταρρέουν, αλλά πρέπει προφανώς να υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar ενός σιδερένιου αστέρα ().

Εάν η μάζα ενός θερμού άστρου νετρονίων, ενός τέτοιου αστέρα νετρονίων, μετά από μια σύντομη περίοδο έντονης ψύξης νετρονίων (αρκετές δεκάδες δευτερόλεπτα), δεν πρέπει να βιώσει σχετικιστική GK και μπορεί να παρατηρηθεί ως πηγή σταδιακής αποδυνάμωσης των θερμικών ακτίνων Χ. ακτινοβολία, καθώς και για μεγάλο χρονικό διάστημα με τη μορφή πάλσαρ με ακτινοβολία στην περιοχή από ραδιοκύματα έως ακτίνες γάμμα.

Στη θεωρία του G. to. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζει το ζήτημα της ακτινοβολίας νετρίνων. Στην πορεία των G. προς. εκπέμπονται με τη μορφή παλμού με διάρκεια 10-30 s νετρίνα vκαι αντινετρίνα με ολική ενέργεια). Το σημείο F δείχνει τη στιγμή τερματισμού της υδροδυναμικής. υπολογισμός του G. έως Τα γράμματα A, B και C δηλώνουν διάφορες φάσεις του G. έως., οι οποίες χαρακτηρίζονται από τα ακόλουθα δεδομένα: D t - η διάρκεια της αντίστοιχης φάσης του G. έως.

Που σημαίνει. η διάρκεια της λάμψης των νετρίνων εξηγείται από το γεγονός ότι η κύρια. το κλάσμα της ενέργειας δεν εκπέμπεται στη διαδικασία της γρήγορης υδροδυναμικής. στάδιο G. έως., και στο επόμενο στάδιο συσσώρευσης ύλης εξωτ. στρώματα (φάση Β, Εικ. 5) και ψύξη ενός θερμού υδροστατικά ισορροπημένου αστέρα νετρονίων (φάση Γ). Ένας παλμός νετρίνων που εκπέμπεται από ένα αστέρι που καταρρέει μέσα στον Γαλαξία μας μπορεί, καταρχήν, να ανιχνευθεί στους ήδη υπάρχοντες ανιχνευτές ακτινοβολίας νετρίνων (βλ. ). Η ανίχνευση ενός παλμού νετρίνων θα ήταν μια άμεση παρατήρηση της θεωρίας του G. c. Ειδικότερα, θα επέτρεπε την επαλήθευση του σημαντικού συμπεράσματος της θεωρίας σχετικά με την πιθανότητα του G. c. Τέτοιες διεργασίες στον Γαλαξία μπορούν να συμβούν, όπως ήδη αναφέρθηκε, » 1 ανά έτος.

Στη διαδικασία αστρικών πυρήνων G. c. με μάζα που δεν υπερβαίνει τη μάζα ενός ψυχρού αστέρα νετρονίων (), τα αποτελέσματα της γενικής θεωρίας της σχετικότητας (GR) δεν είναι πολύ σημαντικά, αν και θα πρέπει να ληφθούν υπόψη Στην επακόλουθη ανάπτυξη της θεωρίας του G. c. Ωστόσο, τα αποτελέσματα της γενικής σχετικότητας είναι καθοριστικής σημασίας για το σχετικιστικό G. σε., ο Krym τερματίζει την εξέλιξη των ογκωδών αστρικών πυρήνων.

Αναμμένο.: Ya. B. Zeldovich, P. D. Novikov, Theory of Gravity and Evolution of Stars, M., 1971; Shklovsky I.S., Supernovae and related Problems, 2nd ed., M., 1976, p. 398 επ.; Στην πρωτοπορία της αστροφυσικής, μτφρ. from English, Μ., 1979; Imshennik V. S., Nadezhin D. K., Τελικά στάδια της εξέλιξης των αστεριών και των εκρήξεων σουπερνόβα, στο: Itogi Nauki n Tekhniki. Ser. Αστρονομία, τ. 21, Μ., 1982.

(V.S. Ηθοποιός)

ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ
η ταχεία συστολή και αποσύνθεση ενός διαστρικού νέφους ή αστεριού υπό την επίδραση της δικής του βαρυτικής δύναμης. Η βαρυτική κατάρρευση είναι ένα πολύ σημαντικό αστροφυσικό φαινόμενο. Συμμετέχει τόσο στο σχηματισμό άστρων, αστρικών σμηνών και γαλαξιών, όσο και στο θάνατο ορισμένων από αυτά. Στον διαστρικό χώρο, υπάρχουν πολλά νέφη, που αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο με πυκνότητα περίπου. 1000 at/cm3, μέγεθος από 10 έως 100 St. χρόνια. Η δομή τους και, ειδικότερα, η πυκνότητά τους αλλάζουν συνεχώς υπό την επίδραση αμοιβαίων συγκρούσεων, θέρμανσης από αστρική ακτινοβολία, πίεση μαγνητικών πεδίων κ.λπ. Όταν η πυκνότητα ενός νέφους ή μέρους του γίνεται τόσο μεγάλη που η βαρύτητα υπερβαίνει την πίεση του αερίου, το νέφος αρχίζει να συρρικνώνεται ανεξέλεγκτα - καταρρέει. Οι μικρές ανομοιογένειες αρχικής πυκνότητας αυξάνονται κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης. ως αποτέλεσμα, τα θραύσματα σύννεφων, δηλ. σπάει σε κομμάτια, καθένα από τα οποία συνεχίζει να συρρικνώνεται. Σε γενικές γραμμές, όταν ένα αέριο συμπιέζεται, η θερμοκρασία και η πίεσή του αυξάνονται, γεγονός που μπορεί να αποτρέψει περαιτέρω συμπίεση. Αλλά όσο το σύννεφο είναι διαφανές στην υπέρυθρη ακτινοβολία, ψύχεται εύκολα και η συστολή δεν σταματά. Ωστόσο, καθώς αυξάνεται η πυκνότητα των μεμονωμένων θραυσμάτων, η ψύξη τους γίνεται πιο δύσκολη και η αυξανόμενη πίεση σταματά την κατάρρευση - έτσι σχηματίζεται ένα αστέρι και ολόκληρο το σύνολο των θραυσμάτων σύννεφων που έχουν μετατραπεί σε αστέρια σχηματίζει ένα αστρικό σμήνος. Η κατάρρευση ενός σύννεφου σε ένα αστέρι ή σε ένα αστρικό σμήνος διαρκεί περίπου ένα εκατομμύριο χρόνια - σχετικά γρήγορα σε κοσμική κλίμακα. Μετά από αυτό, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στο εσωτερικό του άστρου διατηρούν τη θερμοκρασία και την πίεση, γεγονός που εμποδίζει τη συμπίεση. Κατά τη διάρκεια αυτών των αντιδράσεων, τα ελαφρά χημικά στοιχεία μετατρέπονται σε βαρύτερα με την απελευθέρωση τεράστιας ενέργειας (παρόμοιο με αυτό που συμβαίνει όταν εκρήγνυται μια βόμβα υδρογόνου). Η απελευθερωμένη ενέργεια φεύγει από το αστέρι με τη μορφή ακτινοβολίας. Τεράστια αστέρια ακτινοβολούν πολύ έντονα και καίνε τα «καύσιμα» τους μέσα σε λίγες μόνο δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα αστέρια χαμηλής μάζας έχουν αρκετό από τα καύσιμα τους για πολλά δισεκατομμύρια χρόνια αργής καύσης. Αργά ή γρήγορα, κάθε αστέρι τελειώνει από καύσιμο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα σταματούν και, στερούμενος πηγής θερμότητας, παραμένει σε πλήρη έλεγχο της δικής του βαρύτητας, οδηγώντας αναπόφευκτα το αστέρι στο θάνατο.
Κατάρρευση αστεριών χαμηλής μάζας.Εάν μετά την απώλεια του κελύφους το υπόλοιπο του άστρου έχει μάζα μικρότερη από 1,2 ηλιακές μάζες, τότε η βαρυτική του κατάρρευση δεν πάει πολύ μακριά: ακόμη και ένα αστέρι που συρρικνώνεται που στερείται πηγές θερμότητας έχει μια νέα ευκαιρία να αντισταθεί στη βαρύτητα. Σε υψηλή πυκνότητα ύλης, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να απωθούνται εντατικά το ένα το άλλο. αυτό δεν οφείλεται στο ηλεκτρικό τους φορτίο, αλλά στις κβαντομηχανικές τους ιδιότητες. Η πίεση που προκύπτει εξαρτάται μόνο από την πυκνότητα της ουσίας και δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία της. Αυτή η ιδιότητα των ηλεκτρονίων ονομάζεται εκφυλισμός στη φυσική. Στα αστέρια χαμηλής μάζας, η πίεση της εκφυλισμένης ύλης είναι σε θέση να αντισταθεί στη βαρύτητα. Η συστολή ενός αστεριού σταματά όταν γίνει περίπου το μέγεθος της Γης. Τέτοια αστέρια ονομάζονται λευκοί νάνοι, επειδή λάμπουν ασθενώς, αλλά έχουν μια μάλλον καυτή (λευκή) επιφάνεια αμέσως μετά τη συμπίεση. Ωστόσο, η θερμοκρασία του λευκού νάνου σταδιακά μειώνεται και μετά από μερικά δισεκατομμύρια χρόνια είναι ήδη δύσκολο να παρατηρήσετε ένα τέτοιο αστέρι: γίνεται ένα κρύο αόρατο σώμα.
Κατάρρευση μεγάλων αστεριών.Εάν η μάζα του άστρου είναι μεγαλύτερη από 1,2 ηλιακή, τότε η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν είναι σε θέση να αντισταθεί στη βαρύτητα και το αστέρι δεν μπορεί να γίνει λευκός νάνος. Η ανεξέλεγκτη κατάρρευσή του συνεχίζεται έως ότου η ουσία φτάσει σε πυκνότητα συγκρίσιμη με την πυκνότητα των ατομικών πυρήνων (περίπου 3*10 14 g/cm3). Σε αυτή την περίπτωση, το μεγαλύτερο μέρος της ύλης μετατρέπεται σε νετρόνια, τα οποία, όπως τα ηλεκτρόνια σε έναν λευκό νάνο, εκφυλίζονται. Η πίεση της εκφυλισμένης ύλης νετρονίων μπορεί να σταματήσει τη συστολή ενός άστρου εάν η μάζα του δεν υπερβαίνει περίπου τις 2 ηλιακές μάζες. Το αστέρι νετρονίων που προκύπτει έχει διάμετρο μόνο περίπου. 20 χλμ. Όταν η ταχεία συστολή ενός αστέρα νετρονίων σταματά απότομα, όλη η κινητική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία αυξάνεται σε εκατοντάδες δισεκατομμύρια Κέλβιν. Ως αποτέλεσμα, εμφανίζεται μια γιγάντια έκλαμψη του άστρου, τα εξωτερικά στρώματά του εκτοξεύονται με μεγάλη ταχύτητα και η φωτεινότητα αυξάνεται κατά αρκετά δισεκατομμύρια φορές. Οι αστρονόμοι το αποκαλούν "έκρηξη σουπερνόβα". Μετά από ένα χρόνο περίπου, η φωτεινότητα των προϊόντων της έκρηξης μειώνεται, το εκτοξευόμενο αέριο σταδιακά ψύχεται, αναμιγνύεται με το διαστρικό αέριο και στις επόμενες εποχές εισέρχεται στη σύνθεση των αστεριών νέας γενιάς. Ένα αστέρι νετρονίων που σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης περιστρέφεται γρήγορα τα πρώτα εκατομμύρια χρόνια και παρατηρείται ως μεταβλητός εκπομπός - ένα πάλσαρ. Εάν η μάζα του αστεριού που καταρρέει ξεπεράσει σημαντικά τις 2 ηλιακές μάζες, τότε η συμπίεση δεν σταματά στο στάδιο του αστέρα νετρονίων, αλλά συνεχίζεται έως ότου η ακτίνα του μειωθεί σε αρκετά χιλιόμετρα. Τότε η δύναμη έλξης στην επιφάνεια αυξάνεται τόσο πολύ που ούτε μια ακτίνα φωτός δεν μπορεί να φύγει από το αστέρι. Ένα αστέρι που συμπιέζεται σε τέτοιο βαθμό ονομάζεται μαύρη τρύπα. Ένα τέτοιο αστρονομικό αντικείμενο μπορεί να μελετηθεί μόνο θεωρητικά χρησιμοποιώντας τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι η συστολή μιας αόρατης μαύρης τρύπας συνεχίζεται έως ότου η ύλη φτάσει σε μια απείρως υψηλή πυκνότητα.
δείτε επίσης PULSAR; ΜΑΥΡΗ ΤΡΥΠΑ .
ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ
Shklovsky I.S., Αστέρια: η γέννηση, η ζωή και ο θάνατός τους. Μ., 1984

Εγκυκλοπαίδεια Collier. - Ανοικτή Κοινωνία. 2000 .

Δείτε τι είναι το "GRAVITATIONAL COLLAPSE" σε άλλα λεξικά:

Η υδροδυναμική διαδικασία συμπίεση του σώματος υπό τη δράση του δικού του. δυνάμεις βαρύτητας. Αυτή η διαδικασία στη φύση είναι δυνατή μόνο για σώματα με επαρκή μάζα, ιδιαίτερα για αστέρια. Απαραίτητη προϋπόθεση για το G. να μειωθεί η ελαστικότητα στο va μέσα σε ένα αστέρι, σε ένα σμήνος οδηγεί σε ... ... Φυσική Εγκυκλοπαίδεια

Καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων. Η εξέλιξη των αστεριών με μάζα μεγαλύτερη από δύο ηλιακές μάζες μπορεί να τελειώσει με μια βαρυτική κατάρρευση. Μετά την εξάντληση του πυρηνικού καυσίμου σε τέτοια αστέρια, χάνουν τους ... ... εγκυκλοπαιδικό λεξικό

Μοντέλο του μηχανισμού της βαρυτικής κατάρρευσης Η βαρυτική κατάρρευση είναι μια καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό τη δράση βαρυτικών δυνάμεων. Βαρυτική προς ... Wikipedia

Βαρυτική κατάρρευση- (από τη βαρύτητα και το λατ. κατάρρευση πεσμένος) (στην αστροφυσική, την αστρονομία) καταστροφικά γρήγορη συμπίεση ενός αστεριού στα τελευταία στάδια της εξέλιξης υπό την επίδραση των δικών του βαρυτικών δυνάμεων, που υπερβαίνει τις δυνάμεις πίεσης εξασθένησης ενός θερμαινόμενου αερίου (ουσίας) . .. ... Απαρχές της σύγχρονης φυσικής επιστήμης

Δείτε Gravitational Collapse... Μεγάλη Σοβιετική Εγκυκλοπαίδεια

Καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό την επίδραση της βαρύτητας. δυνάμεις. Ζ. προς την εξέλιξη των άστρων με μάζα Αγ. δύο ηλιακές μάζες. Μετά την εξάντληση του πυρηνικού καυσίμου σε τέτοια αστέρια, χάνουν τη μηχανική τους ισχύ. βιωσιμότητα και... Φυσικές Επιστήμες. εγκυκλοπαιδικό λεξικό

Δείτε τη βαρυτική κατάρρευση... Μεγάλο Εγκυκλοπαιδικό Λεξικό

Δείτε τη βαρυτική κατάρρευση. * * * ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ ΒΑΡΥΤΙΚΗ, βλέπε Βαρυτική κατάρρευση (βλέπε Βαρυτική κατάρρευση) … εγκυκλοπαιδικό λεξικό

Βιβλία

Το όραμα του Αϊνστάιν. , Wheeler J.A. , Το βιβλίο του εξαιρετικού Αμερικανού φυσικού D. A. Wheeler είναι αφιερωμένο σε μια στοιχειώδη έκθεση της γεωμετροδυναμικής - την ενσάρκωση του ονείρου του Αϊνστάιν να «ανάγει όλη τη φυσική στη γεωμετρία». Ο συγγραφέας ξεκινά με... Κατηγορία: Μαθηματικά και ΕπιστήμεςΣειρά: Εκδότης: