Mis on gravitatsiooniline kollaps. Gravitatsiooniline kollaps

Võimsate raadiokiirgusallikate avastamine väljaspool meie galaktikat on tõstatanud tänapäeva astronoomia jaoks palju huvitavaid küsimusi. Neist olulisema võib sõnastada järgmiselt: "Kust ammutavad need raadiokiirguse allikad oma kolossaalse energia." Arvutused näitavad, et oma eluea jooksul tarbib raadiokiirguse allikas suurusjärgus 1060 erg energiat – see võrdub umbes saja miljoni päikese tuumaenergiavaruga.

F. Hoyle ja W. Fowler esitasid tähelepanuväärse hüpoteesi, mille kohaselt on selle energia allikaks superstaari gravitatsiooniline kollaps (kiire kokkusurumine). Selline objekt, millel on hiiglaslik mass - umbes sada miljonit korda suurem kui Päikese mass, peaks eeldusel asuma galaktika keskmes.

Varsti pärast seda, tänu optilise ja raadioastronoomia ühistele jõupingutustele, oli võimalik välja selgitada, et kaks väga heledat tähetaolist objekti olid raadiokiirguse allikad. Üks neist, allikas, mis on loetletud kolmandas Cambridge'i raadiokiirgusallikate kataloogis koodiga 3C 273, on kõige heledam objekt universumis. Seejärel leiti veel mitu sarnast objekti. Nüüd on teada üheksa sellist tähtedega sarnast raadiokiirguse allikat.

Gravitatsioonilise kollapsi probleemi lahendamiseks kutsuti kokku rahvusvaheline sümpoosion. Oli vaja arutada palju uusi küsimusi, mis teadlaste ees seisid; Kas need ebatavalised objektid on plahvatuse kiirusega toimuva gravitatsiooni kokkutõmbumise tulemus? Kuidas muudetakse gravitatsioonienergia raadiolaineteks? Ja lõpuks, teoreetikute vaatenurgast, küsimus; Kas gravitatsiooniline kollaps toob kaasa piiramatu kokkutõmbumise ja aegruumi ebatavaliste omaduste ilmnemise?

See artikkel on pühendatud viimasele küsimusele. Juba ainuüksi võimalus, et looduses võivad eksisteerida nii kolossaalse massiga objektid, sundis teoreetikud oma üldrelatiivsusteooriale tuginevaid seisukohti ümber mõtlema.

LÕPMATU TIHEDUSEKS

Kujutage ette sfäärilist tolmupilve, mille iga osake tõmbab ülejäänud osa Newtoni järgi. Pilv tervikuna hakkab kahanema. See protsess jätkub seni, kuni mängu tulevad teised jõud. Oletame hetkeks, et muid jõude pole. Siis, nagu lihtne arvutus näitab, kahaneb pilv piiratud aja jooksul teatud punktini. Kui pilve algtihedus on üks gramm kuupsentimeetri kohta, siis kulub pilve lõpmata väikeseks kahanemiseks umbes pool tundi.

Loomulikult tekib küsimus: miks pole kõik need objektid, mida me enda ümber näeme, nende endi gravitatsioonijõudude mõjul kokku surutud? Vastus sellele küsimusele on ilmne: teiste jõudude tegevus segab. Gravitatsioon on teiste jõududega võrreldes väga nõrk jõud. Näiteks on kahe elektroni vahelise elektrilise interaktsiooni jõud rohkem kui 1040 korda suuremad kui nende gravitatsioonilised vastasmõju jõud. Seetõttu gravitatsioonilist kollapsit tavakehades ei toimu.

Hoopis teistsugune on olukord aga kolossaalse massiga objektide puhul, nagu Fowler ja Hoyle. Mida suurem on mass, seda võimsamad on gravitatsioonijõud. Tõepoolest, selliste objektide puhul on gravitatsioonijõud nii tugevad, et ilmselt ei suuda ükski teadaolevatest jõududest gravitatsioonilist kokkuvarisemist ära hoida.

Newtoni teooria järgi, kui gravitatsiooniline kollaps on piiramatu, siis järelikult peab kogu aine koonduma ühte punkti ja jõudma lõpmatult suure tihedusega olekusse. Kas saame sel juhul toetuda Newtoni teooriale?

EKSKURSIOON relatiivsusteooriasse

Newtoni gravitatsiooniteooria ei ole vaatamata suurepärasele gravitatsiooninähtuste kirjeldusele Maal ja Päikesesüsteemis täiesti vaba loogilistest raskustest. Nii on näiteks Newtoni sõnul gravitatsiooniline vastastikmõju hetkeline: see levib lõpmatu kiirusega ja selle tulemused annavad end koheselt tunda. See järeldus on vastuolus erirelatiivsusteooriaga, mille kohaselt ükski jõud ei levi valgusest kiiremini. Umbes viiskümmend aastat tagasi pakkus Einstein välja gravitatsiooniteooria, mis on kooskõlas erirelatiivsusteooriaga ja ühtlustub paljuski Newtoni teooriaga. Me räägime üldisest relatiivsusteooriast.

Üldrelatiivsusteooria kasutab ära gravitatsiooni imelist omadust, et seda ei saa "välja lülitada". Gravitatsioon on alati olemas ja mõjutab alati kõiki materiaalseid osakesi. Selle poolest erineb gravitatsioon kõigist teistest füüsikas tuntud jõududest. Elektrilised jõud mõjutavad ainult laetud osakesi. Elektron (negatiivselt laetud osake), prooton (positiivselt laetud osake) ja neutron (laenguta osake) käituvad elektriväljas erinevalt. Gravitatsiooniväljas liiguvad nad täpselt samamoodi. Seda mõisteti rohkem kui kolmsada aastat tagasi, kui ta ütles, et kõik kehad, olenemata nende massist, langevad võrdse kiirusega.

Einstein, selgitades seda gravitatsiooni omadust, uskus, et gravitatsioon on tihedalt seotud ruumi ja aja olemusega. Newtoni esimene seadus ütleb, et keha on ühtlase sirgjoonelise liikumise olekus, kui sellele ei mõju välisjõud. Oletame, et tulistasime kahurist vertikaali suhtes 45° nurga all. Kui gravitatsioonijõudu poleks, jätkaks mürsk liikumist sirgjooneliselt, mis on suunatud vertikaali suhtes 45 ° nurga all. Gravitatsiooni toime paneb aga mürsu liikuma mööda paraboolset trajektoori. Kuna gravitatsioon on midagi, millest on võimatu vabaneda, pole mõtet rääkida väljaspool gravitatsiooni kehtivatest liikumisseadustest. Ülaltoodud näide näitab, et gravitatsiooni mõjul – ja muude jõudude puudumisel – liiguvad osakesed mööda kõveraid, mitte sirgeid jooni. Siiski võime neid kõveraid jooni nimetada "sirgeteks", kui muudame geomeetria seadusi. See on üldrelatiivsusteooria sisu. Gravitatsiooni olemasolu annab põhjust väita, et aegruumi geomeetria ei ole eukleidiline. Seda järeldust väljendatakse kvantitatiivselt Einsteini võrrandites.

SCHWARZSCHILDI LAHENDUS

Einsteini võrrandid kirjeldavad, kuidas aegruumi kõverus (nende mitteeukleidiline olemus) on seotud aine jaotusega. Kuigi nende taga olevad ideed on lihtsad ja elegantsed ning võrrandid ise saab kirjutada kompaktsel kujul, on mistahes üldrelatiivsusteooria ülesande täpne lahendamine äärmiselt keeruline, seda peamiselt aegruumi mitteeukleidilise olemuse tõttu. Selle tulemusena oli võimalik saada täpseid lahendusi vaid väga vähestele teooriaprobleemidele. Ühe neist sai 1916. aastal Karl Schwarzschild.

Selle lahenduse kohaselt kirjeldab Newtoni teooria enam-vähem täpselt kehast suurel kaugusel asuvat gravitatsioonivälja. Teisisõnu on see üsna täpselt kooskõlas kauguse ruudu pöördvõrdelisuse seadusega. Kui aga läheneme ligitõmbavale massile, muutub lahknevus üha olulisemaks. Nagu arvata võis, muutub gravitatsioonitõmbejõud tugevamaks. Kuid – ja seda Newtoni teooria ei arvesta – tugeva gravitatsiooniväljaga kaasneb aegruumi geomeetriate tugev kumerus.

Vaatleme kõige silmatorkavamat juhtumit, kui ligitõmbav mass on koondunud ühte punkti. Sel juhul viib aegruumi kõverus väga kurioosse olukorrani. Selgub, et massi ümber saate ehitada piiratud raadiusega sfääri, mida tuntakse Schwarzschildi raadiuse (gravitatsiooniraadiuse) nime all ja mis toimib signaalide omamoodi tõkkena. Ükski füüsiline signaal ei saa liikuda seest väljapoole, väljaspool seda barjääri, kuid väljast tulevad signaalid võivad tungida sellesse sfääri!

Kas selline olukord võib praktikas tekkida? Jah, saab, eeldusel, et keha on nii väike, et asub gravitatsiooniraadiusega kirjeldatud sfääri sees. Meid ümbritsevad kehad ei rahulda seda tingimust. Näiteks Päikese gravitatsiooniraadius on umbes 3 kilomeetrit, tegelik raadius aga umbes 700 000 kilomeetrit.

Kuid gravitatsioonilise kokkuvarisemise korral võib keha kahaneda nii väikeseks, et lõpuks jõuab see gravitatsioonisfääri sisse. Sel juhul toimuv võiks olla hea alus ulmeromaanile.

Jätkub.

P.S. Millest veel Briti teadlased räägivad: et gravitatsioonilise kollapsi, paisumise või vastupidi, meie universumi kokkusurumise teema tõmbab mõnikord peale astrofüüsikute ligi ka filosoofe, avaliku elu tegelasi, nagu näiteks president Viacheslav Moshe Kantor Euroopa Juudi Kongressi kohta.

Varjutava binaari põhikomponendi absoluutne visuaalne suurusjärk on ; selle spektrile vastav bolomeetriline parandus on umbes , nii et: Päike kiirgab rohkem energiat kui Päike, 2,5121484 = 860 000 korda, kuid tema mass on 19 korda suurem päikese massist ja seetõttu kiirgab ta 1 g kohta 45 000 korda rohkem mateeria kui Päike. Päike kiirgab kiirgust massi grammi kohta. Samamoodi leiame, et visuaalse kaksiktähe Kruger 60 B-komponent kiirgab 1 g ainet 80 korda vähem kui Päike, st selle jaoks. Veelgi vähem spetsiifiline kiirgus Sirius B-lt – valge kääbus: . Samal ajal varieerub tähe keskmine temperatuur T samadel tähtedel (välja arvatud võib-olla valge kääbus) võrreldamatult vähem (vt lk 196). Eelnevalt on raske eeldada, et kõigil kolmel juhul on energiatootmise mehhanism sama, kuid kui see on sama, siis ilmselgelt on see väga tundlik tähe sees toimuvate füüsiliste tingimuste, eriti temperatuuri muutuste suhtes. Erinevatest võimalikest tähtede energiatootmise tüüpidest on olulised järgmised kaks:

a) gravitatsiooniline kokkutõmbumine,

b) termotuumaprotsessid.

GRAVITATSIOONILINE KOMPRESSIOON

Kui haruldane pall suruda kokku, siis selle potentsiaalne energia väheneb [vt. (15,8)]; see langus läheb kuuli osakeste kineetilise energia suurenemiseni, st temperatuuri tõusuks, kui pall on gaasiline (vt (15.9)).

Temperatuuri saavutanud ideaalse gaasi sisemine soojusenergia on 1 g. Kogu tähe puhul on see

Integraal on . Asendades siin selle avaldise asemel (15.9), milles , ja lisades (15.8) avaldise potentsiaalse energia jaoks, saame kergesti

koguenergia

Monatoomilise gaasi puhul ja seetõttu, jättes tähelepanuta tähe kiirgusrõhu (mille puhul ), on meil

st koguenergia võrdub poolega potentsiaalsest energiast ja selle muutus on vaid pool potentsiaalse energia muutusest.

Piisavalt laia rakendatavusega polütroopsel mudelil on potentsiaalne energia

Siin on n polütroopiaklass (kohal , muutub energia positiivseks, st kuul on lõpmata suurte mõõtmetega) ja konvektiivmudeli puhul

ja standardmudeli jaoks

Energia muutumise kiirust tuleks ilmselgelt identifitseerida kokkutõmbumisfaasis oleva tähe heledusega:

Nagu nähtub võrdsusest (17.4). muutused koguenergias, mille (17.8) võrdsustame heledusega, on vaid pool tähe potentsiaalse energia muutusest. Teine pool läheb soojendamiseks.

Kui asendame (17.9) paremal küljel Päikese kiirguse ja R asemel Päikese massi ja raadiuse, siis saame

(17.10)

Vormiliselt viimasele arvutusele viidates võib öelda, et kui oletada, et Päike tõmbub kokku, siis Päikese praeguste karakteristikute juures on Päikese raadiusest "piisab" vaid aastateks, et kompenseerida kiirgusest tingitud soojuskadu. Sisuliselt peame ütlema, et gravitatsioonilise kokkutõmbumise korral muutub Päike oluliselt 25 miljoni aasta jooksul. Kuid Maa geoloogiline ajalugu õpetab meile, et Päike kiiritab Maad enam-vähem alati umbes 3 miljardit aastat ja seega ka näidatud ajaskaala suurusjärgus 20 miljonit aastat, nn Kelvini-Helmholtzi kokkutõmbumise ajaskaala. , ei sobi Päikese tänapäevase evolutsiooni selgitamiseks. See on üsna sobiv kondenseeruvate tähtede evolutsiooniks, kuna need kuumenevad kokkusurumisel, kuni kuumenemine muutub nii tugevaks, et hakkavad tööle termotuumareaktsioonid.

Kosmoses juhtub palju hämmastavaid asju, mille tulemusena tekivad uued tähed, kaovad vanad ja tekivad mustad augud. Üks suurepäraseid ja salapäraseid nähtusi on gravitatsiooniline kollaps, mis lõpetab tähtede evolutsiooni.

Tähtede evolutsioon on muutuste tsükkel, mille täht oma eksisteerimise jooksul (miljoneid või miljardeid aastaid) läbi teeb. Kui selles olev vesinik lõpeb ja muutub heeliumiks, moodustub heeliumi tuum ja see hakkab muutuma punaseks hiiglaseks - hiliste spektriklasside täheks, millel on kõrge heledus. Nende mass võib olla 70 korda suurem kui Päikese mass. Väga eredaid superhiiglasi nimetatakse hüpergiantideks. Lisaks suurele heledusele eristab neid lühike eksisteerimisperiood.

kokkuvarisemise olemus

Seda nähtust peetakse selliste tähtede evolutsiooni lõpp-punktiks, mille kaal on üle kolme päikese massi (Päikese kaal). Seda väärtust kasutatakse astronoomias ja füüsikas teiste kosmosekehade kaalu määramiseks. Kokkuvarisemine toimub siis, kui gravitatsioonijõud põhjustavad tohutute suure massiga kosmiliste kehade väga kiiret kokkuvarisemist.

Tähtedel, mis kaaluvad rohkem kui kolm päikesemassi, on piisavalt materjali kestvateks termotuumareaktsioonideks. Kui aine lõpeb, peatub ka termotuumareaktsioon ja tähed lakkavad olemast mehaaniliselt stabiilsed. See toob kaasa asjaolu, et need hakkavad ülehelikiirusel keskpunkti poole kahanema.

neutronitähed

Kui tähed tõmbuvad kokku, põhjustab see sisemise surve kogunemist. Kui see kasvab piisavalt tugevaks, et peatada gravitatsiooniline kokkutõmbumine, ilmub neutrontäht.

Sellisel kosmilisel kehal on lihtne struktuur. Täht koosneb tuumast, mida katab maakoor ja mis omakorda moodustub elektronidest ja aatomituumadest. Selle paksus on ligikaudu 1 km ja võrreldes teiste kosmoses leiduvate kehadega suhteliselt õhuke.

Neutrontähtede kaal on võrdne Päikese kaaluga. Nende erinevus seisneb selles, et nende raadius on väike - mitte rohkem kui 20 km. Nende sees interakteeruvad aatomituumad üksteisega, moodustades nii tuumaainet. See on rõhk selle küljelt, mis ei lase neutrontähel veelgi kahaneda. Seda tüüpi tähed on väga suure pöörlemiskiirusega. Nad on võimelised tegema sadu pöördeid ühe sekundiga. Sünniprotsess algab supernoova plahvatusega, mis toimub tähe gravitatsioonilise kollapsi ajal.

supernoovad

Supernoova plahvatus on tähe heleduse järsk muutus. Seejärel hakkab täht aeglaselt ja järk-järgult kustuma. Nii lõpeb gravitatsioonilise kollapsi viimane etapp. Kogu kataklüsmiga kaasneb suure hulga energia vabanemine.

Tuleb märkida, et Maa elanikud näevad seda nähtust alles pärast seda. Valgus jõuab meie planeedile kaua pärast haiguspuhangut. See on tekitanud raskusi supernoova olemuse kindlaksmääramisel.

Neutrontähe jahutamine

Pärast neutrontähe moodustanud gravitatsioonikontraktsiooni lõppu on selle temperatuur väga kõrge (palju kõrgem kui Päikese temperatuur). Täht jahtub neutriinojahutuse tõttu.

Mõne minuti jooksul võib nende temperatuur langeda 100 korda. Järgmise saja aasta jooksul - veel 10 korda. Pärast selle vähenemist aeglustub selle jahutamise protsess oluliselt.

Oppenheimeri-Volkovi piir

Ühest küljest peegeldab see indikaator neutrontähe maksimaalset võimalikku kaalu, mille juures gravitatsiooni kompenseerib neutrongaas. See hoiab ära gravitatsioonilise kollapsi lõppemise musta auguga. Teisalt on nn Oppenheimeri-Volkovi piir ühtaegu tähtede evolutsiooni käigus tekkinud musta augu kaalu alumine piir.

Mitmete ebatäpsuste tõttu on selle parameetri täpset väärtust raske määrata. Siiski eeldatakse, et see jääb vahemikku 2,5–3 päikese massi. Praegu väidavad teadlased, et kõige raskem neutrontäht on J0348+0432. Selle kaal on rohkem kui kaks päikesemassi. Kõige kergema musta augu kaal on 5-10 päikesemassi. Astrofüüsikud väidavad, et need andmed on eksperimentaalsed ja puudutavad ainult praegu teadaolevaid neutrontähti ja musti auke ning viitavad massiivsemate tähtede olemasolule.

Mustad augud

Must auk on üks hämmastavamaid nähtusi kosmoses. See on aegruumi piirkond, kust gravitatsiooniline tõmbejõud ei lase ühelgi objektil sealt välja pääseda. Isegi valguse kiirusel liikuvad kehad (sealhulgas valguse kvantid ise) ei suuda sealt lahkuda. Kuni 1967. aastani nimetati musti auke "külmunud tähtedeks", "kokkuvarisejateks" ja "kokkuvarisenud tähtedeks".

Mustal augul on vastand. Seda nimetatakse valgeks auguks. Teatavasti on mustast august võimatu välja tulla. Mis puutub valgetesse, siis neist ei saa läbi tungida.

Lisaks gravitatsioonilisele kollapsile võib musta augu tekke põhjuseks olla kollaps galaktika keskmes või protogalaktilises silmas. Samuti on olemas teooria, et mustad augud tekkisid Suure Paugu tagajärjel nagu meie planeet. Teadlased nimetavad neid esmaseks.

Meie galaktikas on üks must auk, mis astrofüüsikute sõnul tekkis ülimassiivsete objektide gravitatsioonilise kokkuvarisemise tõttu. Teadlaste sõnul moodustavad sellised augud paljude galaktikate tuuma.

Ameerika Ühendriikide astronoomid viitavad sellele, et suurte mustade aukude suurust võidakse tõsiselt alahinnata. Nende oletused põhinevad asjaolul, et selleks, et tähed saavutaksid kiiruse, millega nad liiguvad läbi galaktika M87, mis asub meie planeedist 50 miljoni valgusaasta kaugusel, peab galaktika M87 keskel asuva musta augu mass olema vähemalt 6,5 miljardit päikesemassi. Praegu on üldtunnustatud seisukoht, et suurima musta augu kaal on 3 miljardit päikesemassi ehk üle poole vähem.

Mustade aukude süntees

On olemas teooria, et need objektid võivad ilmneda tuumareaktsioonide tulemusena. Teadlased on andnud neile nimetuse kvantmustad kingitused. Nende minimaalne läbimõõt on 10–18 m ja väikseim mass 10–5 g.

Large Hadron Collider ehitati mikroskoopiliste mustade aukude sünteesimiseks. Eeldati, et selle abiga on võimalik mitte ainult sünteesida musta auku, vaid ka simuleerida Suurt Pauku, mis võimaldaks taasluua paljude kosmoseobjektide, sealhulgas planeedi Maa, moodustumise protsessi. Katse aga ebaõnnestus, sest mustade aukude tekitamiseks ei jätkunud energiat.

G. to. stars – selle katastroofiliselt kiire kokkusurumine enda mõjul. gravitatsioonijõud - võivad tekkida pärast keskuse lõppemist. termotuumareaktsioonide tähe piirkonnad. Tähe tuumaenergia reservide ammendumise ja keskse energiaallika väljasuremisega on otseselt häiritud selle termiline ja seejärel hüdrostaatiline (mehaaniline) tasakaal. Sel juhul nõrgenevad raskusjõu vastased jõud ja tekivad tingimused tähe kiireks kokkusurumiseks. G. to. peetakse üheks võimalikuks lõpetamisviisiks (koos 1,2 \mathfrak M_\odot$" align="absmiddle" width="90" height="17">), mis viib neutronite moodustumiseni tähed või isegi (tähe välimiste kihtide väljutamine, mis on võimalik selle keskpiirkonna GK ajal, toob kaasa välimuse

Termotuumareaktsioonid toimivad tähe energiaallikana ja annavad sellele hüdrostaatilise toime. ja termiline tasakaal kuni selle keskmes oleva moodustumiseni. raudrühma aatomituumade alad. Nendel tuumadel on ühe nukleoni kohta suurim, nii et raua tuumadest raskemate tuumade sünteesiga ei kaasne enam energia vabanemine, vaid see nõuab energiat. Olles sellest hetkest ilma termotuumaenergiaallikatest ilma jäetud, ei suuda täht kompenseerida energiakadusid kosmosesse, eriti kuna evolutsiooni "termotuuma" etapi lõpuks suurenevad need kaod tohutult. Tavalistele tähepinna energiakadudele (fotonite emissioon tähe fotosfääri poolt) lisanduvad siia intensiivsest kiirgusest tingitud mahulised energiakadud ( v) ja antineutrino () keskus. tähe piirkond. Mahulised energiakadud, nagu näitavad tähe evolutsiooni arvutused, muutuvad domineerivaks pinnakadude suhtes tähe keskpunkti temp-pax juures. Üsna massiivse tähe tuumaarengu hilises staadiumis on see tingimus ülemäära täidetud - rauarühma tuumade sünteesi ajal jõuab temperatuur c tähe keskmes 3-ni. . 10 9 K. Madala massiga tähtedel, mille mass on alampiiri lähedal, saavutab tuumaevolutsiooni lõpus ka temperatuur-pa keskpunktis väärtuse ja peamisteks saavad mahulised energiakadud neutriinokiirguse näol.

Kompenseerimata energiakaod häirivad tähe tasakaalu. Selle keskpunkti kokkusurumiseks luuakse tingimused. enda mõju all olevad alad. gravitatsioonijõud. Täht tarbib nüüd , mis vabaneb kokkusurumisel. Kahaneva tähe kiirus-pa suureneb (vt.). Alguses toimub tähe kokkusurumine aeglaselt, nii et hüdrostaatiline seisund tasakaal alles saavutatakse. Lõpuks saavutab temperatuur nii kõrged väärtused, "(5-10) . 10 9 K et rauarühma tuumad kaotavad oma stabiilsuse. Need lagunevad heeliumi tuumadeks, neutroniteks ja prootoniteks (lagunemise esimesel etapil 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124,4 MeV ja temperatuuri edasisel tõusul lagunevad ka He tuumad: 4 2 He ® 2n + 2p - 26,21 MeV). Tuumade lagunemine nõuab keskmist. energiakulud, kuna see esindab justkui kogu termotuumasünteesi reaktsioonide ahelat vesinikust rauani, kuid kulgeb vastupidises suunas (mitte vabanemisega, vaid energia neeldumisega). Tähe sisemuses on kiirus endiselt kasvav (gravitatsioonilise kokkutõmbumise tõttu), kuid raua tuumade lagunemise tõttu, mis nõuab energiat, mitte nii kiiresti, kui oleks vaja kokkutõmbumise peatamiseks. Neutriinokiirguse energiakadude ja tuumade lagunemise tagajärjel toimub omamoodi täheplahvatus - plahvatus sissepoole (teaduskirjanduses nimetatakse seda mõnikord implosiooniks, erinevalt plahvatusest - kiirest vabanemisest põhjustatud plahvatus väljapoole. energiast). Implosioonis on aine keskpunkt. tähe piirkond langeb keskuse poole vabalangemiskiirusele lähedase kiirusega. Sel juhul tekkiv hüdrodünaamiline harvenemislaine tõmbab järjestikku langemisrežiimi tähe tsentrist järjest kaugemal olevad kihid. G. to., mis on alanud, võib teatud tingimustel aeglustuda või isegi peatuda, kuid mitmel juhul katkematult jätkuda, muutudes nn. .

Kogu G.-ni viivate tingimuste kompleksi väljaselgitamine on äärmiselt raske ülesanne. Üks olulisi samme selle probleemi lahendamisel on hüdrostaatiliste tingimuste uurimine. tasakaal tähe evolutsiooni hilisemates etappides koos tähe aine oleku võrrandi kaasamisega.

Kogu evolutsiooni vältel. termotuumareaktsioonidega seotud tähe arenemine selle keskmesse. piirkondades säilib täht, välja arvatud harvad erandid, hüdrostaatiline. tasakaal. See seisneb raskusjõu võrdsuses (tähe igas punktis ja igal ajahetkel) ja aineosakesi rõhu mõjul tõukuvate jõudude vahel. R, F - = -D р/D r [abs. nende jõudude suurus, r on kaugus tähe keskpunktist vaadeldava punktini, mass raadiusega r sfääri sees, p on aine tihedus, -D p/D r on tähe ligikaudne avaldis. rõhugradiendi radiaalne komponent vaadeldava punkti läheduses]. Kogu tähe kui terviku keskmine, hüdrostaatiline võrrand. Tasakaalu saab kirjutada ligikaudu järgmiselt:

kus ja R on tähe kogumass ja raadius, r c ja p c on tähe tihedus ja rõhk tähe keskel. See võrrand võimaldab eelkõige hinnata temperatuuri T c tähe keskpunkti lähedal. Kui aktsepteerime, et sealne aine järgib ideaalse gaasi oleku võrrandit, siis , kus m on tähe aine molekulmass, on R 0 universaalne. Tähtedel nagu Päike T, mille väärtus on ~10 7 K, kokkuvarisevate (massiivsemate) tähtede puhul on see palju kõrgem. Joonisel fig. 1 näitab võimalikku evolutsiooni skeemi. massiivse tähe () teekond tema sünnihetkest gaasi-tolmupilvest kuni täieliku kurnatuse hetkeni keskmesse. termotuumakütuse alad ja G. kuni. (hargnemiskoht) algus.

Tähe areng pärast termotuumaenergiaallikate "väljalülitamist" võib rangelt võttes toimuda kahel viisil: säilitades samal ajal hüdrostaatilisuse. tasakaal ja hüdrodünaamiline. viisil, kui gravitatsioonijõud muutuvad oluliselt ülekaalukaks (F + >F -). Tähe evolutsiooni teekond sõltub sellest, kuidas muutub tähe aine rõhk temperatuuri ja tihedusega, st aine oleku võrrandist. Kui tiheduse suurenemisega gravitatsioonijõudude toimel aine kokkusurumisel ei kaasne piisavalt intensiivset rõhu suurenemist, siis tekivad tähes eeldused hüdrostaatilise süsteemi rikkumiseks. G. k tasakaal ja areng. Rõhu ja tiheduse seos aine kiire kokkusurumise korral (oma iseloomuga) on kujul: p c ~ r g c (g nimetatakse adiabaatiliseks indeksiks).

Aine tiheduse määrab omakorda tähe suurus r c ~ 1/R 3 . Seetõttu võib tõukejõudude avaldise kirjutada järgmiselt:

Gravitatsioonijõudude sõltuvus tähe raadiusest on antud seosega:

Seostest (2) ja (3) on näha, et gravitatsioonijõud kasvavad tähe raadiuse vähenemisel kiiremini võrreldes survejõududega, kui

5 > 1 + 3g või g< 4 / 3 (4),

g jaoks< 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) hüdrostaatiline tasakaal on stabiilne: juhuslikult esinevad tihendid lahustuvad ja tuhmuvad. Ranges hüdrostaatilise teoorias Tähtede stabiilsus võtab arvesse g ebaühtlust tähe erinevate kihtide puhul. Tegelikult on G. tingimused keskuses viibides. piirkond g< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. Joonisel fig. 2 näitab teoreetilisi tulemusi. g väärtuse arvutused sõltuvalt aine tihedusest ja temperatuurist. Joonistatud tasemejooned g = 4/3 eristavad selgelt "ebastabiilsuse kuristikku" (ala g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

Riis. 2. Täheaine erinevate osakeste vastastikuste teisenemiste skeem ja selle elastsusomadused sõltuvalt tihedusest (r) ja temperatuurist (T c). Aine vähima elastsusega piirkonnad (adiabaatilise eksponendiga g min = 1,0 ja 1,06) asuvad võrdse massikontsentratsiooniga joonte lõikepunkti lähedal X: I - raua ja heeliumi tuumad (joonest vasakul domineerivad raua tuumad, heeliumi tuumad paremal, X real ise Fe=XHe); II - elektron-positroni paarid ja aatomi elektronid (selle joone kohal on ülekaalus elektronid); III - neutronid ja prootonid (neutronid domineerivad joone kohal); IV - raudtuumad ja neutronid (neutronid domineerivad joone kohal ja sellest paremal). Diagrammil on kujutatud tähtede keskpunktide teed: massiga - katkendjoon AA` gravitatsioonilise kollapsi algusega punktis A; massiga - katkendjoon ВВ` gravitatsioonilise kollapsi algusega punktis B; massiga – punktiirjoon CC` (punkt C – süsiniktermotuumaplahvatuse algus). Suurenenud ebastabiilsusega piirkondi ümbritsevad suletud katkendjooned väärtusega g = 1,1; katkendlik joon tähistab "ebastabiilsuse süvend" koos g-ga< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

Füüsilise tuvastamine protsessid, mis viivad eksponendi g väärtusteni< 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".

Koos osakeste muundumisega, mis kulgevad võrdse tõenäosusega edasi- ja tagasisuunas (nii et need tasakaalustavad üksteist), tähendab tähtede evolutsiooni termotuumafaasi lõpus. intensiivsused jõuavad beeta-transformatsioonini. Beeta-transformatsioonid hõlmavad tingimata neutriinosid ja antineutriinosid, mis kohe pärast sündi lahkuvad tähest (nende jaoks on tähe paksus läbipaistev). Seetõttu on beeta-teisendused oma olemuselt ühepoolsed – neutriinode ja antineutriinode vastastikmõju reaktsioonid c.-l. teisi osakesi (näiteks neutriino kinnipüüdmine prootoniga) tähes ei esine. Beeta-teisenduste ühekülgsus tähendab, et täielikku täheainet pole olemas. Kvantitatiivselt on beeta-teisenduste panus eriti märkimisväärne "ebastabiilsuse kuristiku" ülemises vasakpoolses osas, kuhu võivad langeda vähemmassiivsed tähed c. Termodünaamika puudumise tõttu tasakaal, mida on kujutatud joonise fig selles osas. 2 rida on tingimuslikud (need arvutati tegelikult väga umbkaudse lähenduse abil). Füüsilise mõiste range määratlus. beeta-teisenduste olulise panusega tingimused nõuavad nende kineetika järjekindlat arvutamist, mis on kooskõlas tähe evolutsiooni ja GK arvutamisega. Sellest hoolimata on nn. kineetiline tasakaal, kus kõik beeta-teisendused oleksid tasakaalus, välja arvatud need, mida võivad põhjustada vabalt lendavad neutriinod ja antineutriinod. Sellise tasakaalu korral muutub "ebastabiilsuse kuristik" kiirete hüdrodünaamiliste häirete jaoks, millele beeta-teisendusi ei järgne, madalamaks ja kitsamaks. Ja see tähendab, et võivad tekkida ainult ebastabiilsused, millel on beeta-teisendustele iseloomulik aeg. Sel põhjusel peab väikese massiga tähtedes galaktiline resonants arenema suhteliselt aeglaselt. Üldjuhul tuleks G. to. arengu probleem lahendada kõigi beeta-teisenduste kineetikat arvestades.

Igal juhul kaotab "ebastabiilsuse kuristikku" langev tähe aine oma elastsuse ja täht ei suuda lõpuks gravitatsioonijõududele vastu seista, mis viib G. c. Ranged arvutused massiga täht (raudsüdamiku mass , ülejäänud - hapnik ext. kest) näitab G. c peatust, kui tähe keskel on saavutatud tihedus r c ~ 10 13 g / cm 3 ja temperatuur T c ~ 10 11 K. Kui G. c peatub, algab kuuma neutrontähe tekkeprotsess. Samal ajal jätkub üsna aeglane tõus (kogu hüdrodünaamika kiiret etappi kuni peatumiseni iseloomustab hüdrodünaamiline aeg ~ 0,1 s) keskpunkti. tihedus kuni r s ~ 10 15 g / cm 3 ja temperatuur T s ~ 10 12 K (aja jooksul » 3 s). Seejärel toimub kuuma neutrontähe veelgi aeglasem jahtumisprotsess, mis kulmineerub külma neutrontähe tekkega, mille mass on siiski lubatav (vt ).

Sama arvutus (sama füüsikalise mudeli raames) massiivse tähe C GK kohta (millest rauasüdamiku mass, ülejäänu on hapniku väliskest) annab teistsuguse tulemuse. Peatab G. to. ei tööta ja kiire hüdrodünaamiline. G. c. etapp jätkub relativistliku G. c.-ga, st täht muutub mustaks auguks. Joonisel fig. 2 joonistatud trajektoori keskpunkt. tähepunktid mõlema käsitletud G. kuni . arvutuse jaoks: (BB`) ja (AA`). Näha on, et BB` puhul GK peatub pärast seda, kui tähe keskpunkti trajektoor lõikub "ebastabiilsuskuristiku" parema (välimise) piiriga, kus adiabaatiline astendaja on g = 4/3. Peatuspunktis astendaja g >> 4 / 3 . AA` puhul kulgeb trajektoor (joon. 2) BB` trajektoorist paremalt ning vaatamata sellele, et g > 4/3 pärast “ebastabiilsuse kuristise” ületamist, ei võta GK isegi kiirust maha. . Seega võimsa neutriinokiirguse juuresolekul ei piisa täheaine elastsuse suurenemisest ikka veel, et peatada G. c.

Füüsilisele G. to. peatamise põhjused juhul tuleks eelkõige seostada kõigi energiakuluga kaasnevate osakeste vastastikuse muundumise protsesside peatumisega ja suure hulga nukleonide moodustumisega raua tuumadest. rühm ja heeliumi tuumad. Saadud nukleongaas (osaliselt degenereerunud neutronite liiaga) suurendab oluliselt aine elastsust, tumeda tuumaga T c > 10 10 K (g väärtus sellise gaasi puhul läheneb 5/3-le). Sama oluliseks teguriks tuleks pidada tähtede paksuse läbipaistmatust neutriinokiirguse puhul, mis tekib teatud kokkusurumisetapis. Varem tähest takistusteta lahkunud neutriinod ja antineutriinod neelduvad uutes tingimustes tähe ainesse. Selle tulemusena väheneb tähe summaarne energiakadu, pealegi väheneb samaaegne energia ülekanne neutriinokiirgusega tähe keskpunktist väljapoole. kihid võivad G. otseselt komplitseerida. tähe kihid. Võib arvata, et neutriino läbipaistmatuse tekkimine G. c. sellises staadiumis, kui aine piisav elastsus on taastunud (g > 4/3), aitab kaasa G. c peatumisele. üks peamisi ülesandeid uurimisel G. to. Põhimõtteliselt võivad G. kuni peatumisele kaasa aidata ka pöörlemine ja magnetjõud. täheväljas, kuid neid olulisi mõjusid on siiski üsna raske kvantitatiivselt arvesse võtta.

GCC seiskumise ajaks moodustub tähes selgelt väljendunud heterogeenne struktuur: tugevalt kokkusurutud tuum massiga ja kest, mis on GCC algusest suhteliselt vähe kokku surunud ja sisaldab ülejäänud tähe massi. Arvutused näitavad, et pärast G. peatumist on tähe keskosa väline. kihid langevad jätkuvalt tsentri poole ja, olles kohanud tihedat südamikku, aeglustuvad kiiresti. Aine langemise või kogunemise (vt) aeglustamine toimub põrutuslöögi piirkonnas südamiku ja langeva kesta piiril. Tuuma kokkusurumise piisavalt järsu peatamise korral saab selle hüppe muuta võimsaks, mis levib tuuma piirilt tähe perifeeriasse. Joonisel fig. Joonisel 3, mis on konstrueeritud ühe GSC arvutuse põhjal tähe c väga järsu peatusega, on näha, kuidas lööklaine levimisel aine liikumine tsentri poole aeglustub ja asendub väljapoole paisumisega. Esialgu (joon. 3) tekkis lööklaine lööklainena kell hetkel 0,56 s. See eksisteerib lööklaine kujul kuni hetkeni 1,75 sekundit, samal ajal kui selle esiosa taga olev aine on täielikult aeglustunud. Seejärel lööklaine levib. Selle kiirus suureneb koos lainefrondi lähenemisega tähe pinnale, kuna see liigub tihedalt ainekihtidesse, mis muutuvad üha haruldasemaks. Lööklaine kiireneb ka tuumakütuse detoneerimise tõttu välistingimustes. tähe kihid. Peamine seda tüüpi protsess, arvutamisel arvesse võetud, yavl. tuumade transformatsioon 2 16 8 O ® 32 16 S + 16,54 MeV. Lõpuks võib lööklaine põhjustada osa ümbrisest tähe küljest lahti eraldumise. Midagi sellist võib juhtuda supernoova plahvatuse korral.

Riis. Joonis 3. Tähe massiga kihtide kiiruste ja liikumiste jaotus sõltuvalt väärtusest , (st antud kihist sügavamal asuva tähe massiosast) gravitatsioonilise kollapsi erinevatel hetkedel. Pöördloenduse algus on tingimuslik. Kõverate järseim osa on tähe pinna suunas leviva lööklaine esiosa. Ajamomendi 37,6 s kõveral on märgitud paraboolne kiirus (väliskihtide eraldumine), mis on vaadeldaval juhul võrdne 3,5 . 10 3 km/s. Kõik sellest punktist paremal olevad tähe kihid moodustavad hiljem väljutatud kesta.

Kuid järjekindlamates arvutustes G. kuni piisavalt võimsa lööklaine peatamisega mis tahes olulise kineetikaga. eraldunud kihtide paisumisenergia ei tööta. Massiga tähe G. kuni arvutamisel (joon. 2 BB juhtum) ei väljutata välist. kihid, isegi pöörlemise mõjul. Vaatlused, vastupidi, annavad tunnistust neutrontähtede pulsarite ja supernoova plahvatuste vahelisest tihedast seosest. Sellest vaatenurgast pakuvad erilist huvi GK uuringud väikese massiga tähtede puhul, mis lähenevad nn. (raudtähe jaoks ja süsiniku jaoks). Asi on selles, et need uuringud näitasid väga tõhusat mehhanismi tähe ümbrise väljutamiseks (vt jaotis 4). Joonisel fig. 2 joonistatud trajektoor SS', mis kujutab G. kuni tähe keskpunkti, millel on mass to-ry, kaasneb puhanguga. kihid (selle efekti kvalitatiivne aspekt on illustreeritud joonisel 3).

Eespool on juba öeldud, et peamine mehhanism, mis põhjustab hüdrostaatilise kaotuse. väikese massiga tähtede stabiilsus, yavl. beeta-transformatsioonid või õigemini elektronide kinnipüüdmine tuumade ja prootonite ehk ainetega. On selge, et neutroniseerimisprotsess aitab kaasa GK-le, kuna elektronide püüdmine vähendab elektronide rõhku ja ka teatud energia kantakse tähest neutriinode kujul ära. Pange tähele, et väikese massiga tähe sees on elektronide rõhk osm. osa aine rõhust (vt CC` trajektoori algust joonisel 2). Madala massiga tähtede GK erineb massiivsete tähtede GK-st veel ühe poolest. Pärast heeliumi "põlemist" ja tähe süsinik-hapniku tuuma moodustumist (joonis 1) kulgeb selle edasine areng sõltuvalt moodustunud tuuma massist erinevalt. Massiivsete tähtede GK s areneb (pärast tähe raudsüdamiku moodustumist) samamoodi nagu kirjeldati tähtede c ja s GK näitel. Madala massiga tähtedel võib G. c. alata varem, kui süsinik põleb ära. Arvutused näitavad, et see läbipõlemine kulgeb reeglina vägivaldselt, rikkudes hüdrostaatilise voolu. tähe tasakaal ja muutub suure energia vabanemisega termotuumaplahvatuseks.

Vaatamata süsiniku ja hapniku plahvatuslikule põlemisele võib see keeruline protsess aga lõpuks viia gaasilise tähe väljakujunemiseni, mitte aga tähe plahvatamiseni. Seda soodustab põlemisproduktide (rauarühma tuumad) intensiivne neutraliseerimine ja sellega kaasnevad vahendid. neutriinokiirgusest tingitud energiakadu. Nende protsesside intensiivsus suureneb kiiresti koos tiheduse suurenemisega tähe keskel. Arvutustest järeldub, et süsinik-hapnikutähe termotuumaplahvatus muundub tõepoolest G. kuni., kui keskpunkt. tähe tihedus enne läbipõlemise algust ületab väärtuse r c » 10 10 g/cm 3 . G. kuni. põhiline võimalus tuleneb ka raudtähe Chandrasekhari piiri () ja vaadeldava süsinik-hapniktähe massi () võrdlusest. Viimase massi ületamine Chandrasekhari piirist yavl. vajalik tingimus G. kuni., ja g / cm 3 - piisav tingimus.

Termotuumaplahvatuse muundumine G.-ks illustreerib joonist fig. 4, mis näitab mitme raadiuse muutumist ajas. süsinik-hapnik tähe kihid (selle keskpunkti trajektoor, punktid СС` on toodud joonisel 2). Ajal t = 3,3 s (aega arvestatakse hetkest, mil temperatuur-pa tähe keskel saavutas väärtuse 6 . 10 8 K, piisav süsiniku plahvatusliku termotuumapõlemise tekkeks), vähenevad järsult kõigi kihtide raadiused, mis tähendab plahvatuse üleminekut gaasikambrisse.

Areneva G. to.-ga kaasneb üha kasvav neutriinokiirguse voog, to-ry, kandes oma energia osaliselt üle välise ainesse. tähe kihid, kiirendab oluliselt nendes kihtides süsiniku jääkide termotuumapõlemist. Tekib võimas detonatsioon. laine positiivsega materjali kiirused esiosa taga, piisavad väliskesta maha rebimiseks. Selle mehhanismi üksikasjalik ülevaade arvutustes näitab, et paisuvale kestale kantakse üle ~10 50 erg energia. Siis kineetika kesta energia võib suureneda (kuid palju aeglasemalt, 10 5 -10 6 s jooksul) pöörlemise ja magnetrõhu mõjul. väljad kuni ~10 31 erg, mis vastab tüüpilise supernoova mähiskihi energiale. Kui süsinik-hapnik tähes on tsentraalne tihedus alakriitiline (g/cm 3), siis termotuumapõlemisel võib sellesse aineosa läbipõlemise tulemusena vaikselt tekkida raudtuum või termotuuma pulseeriv režiim. võib areneda süsiniku põlemine, millele järgneb tähe plahvatus. Tähtede evolutsiooni teooria näitab, et keskpunkti väärtuste erinevus on erinev. Süsinik-hapnik tähtede tihedus, mis määrab nende edasise saatuse, võib olla põhjustatud tähtede arengutingimustest lähedastes kaksiksüsteemides.

Hüpertermilise konvektsiooni teooria viib seega järeldusele, et madala massiga süsinik-hapnikutähtede kokkuvarisemine massiga ca. . Lisaks analüüs näitab, et G. to. kuuma neutrontähe tekkega ja väljutamisega (kahes etapis) ext. kestad saab tuvastada I tüüpi supernoovadega. Samal ajal saab tähe plahvatuse ilma neutrontähe tekketa II tüüpi supernoovadega kooskõlla viia. Siiski tuleb märkida, et sellised tuvastamised ei ole täiesti ühemõttelised ega välista muid võimalusi. Teoreetiliselt on GSC võimalik ilma supernoova plahvatuseta, nagu tehti kindlaks GSC arvutustes massiivsete rauast tähesüdamike jaoks. Selles protsessis võib G. c. lõppeda neutrontähtede või mustade aukude sünniga.

Kahjuks on selle kohta veel raske midagi kindlat öelda. tähtede evolutsiooni erinevate tulemuste sagedus ja eriti G. c. sagedus. Selle statistika kohaselt on galaktikas "surevate" tähtede arv aastas ≈ 1. Kuid statistika ei võta arvesse tähtede massikadu evolutsiooni käigus, aga ka arvu muudest olulistest mõjudest; see liialdab tõenäoliselt G. c sagedust. Samal ajal on järeldus väikese massiga tähtede valdavast panusest gravitatsiooni evolutsiooni lõpule viivate tähtede arvu. kokkuvarisemine tundub usutav. Lisaks tuleb rõhutada, et tähe mass, millest räägitakse evolutsiooni hiliste etappide teoorias, on tegelikult tähe süsinik-hapnik tuuma mass, millel on heterogeenne hiiglaslik struktuur ja tihe südamik ning haruldane kest. Tähtede evolutsiooni arvutuste põhjal on teada, et tuuma mass on mitmes korda väiksem kui kogu tähe mass (näiteks tuuma mass, mis on võrdne , vastab tähe kogumassile). Kuigi kokkuvarisevate tähtede väikseima massi väärtust on raske täpsustada, peab see ilmselgelt ületama raudtähe Chandrasekhari piiri ().

Kui kuuma neutrontähe mass ei peaks pärast lühikest intensiivset neutriinojahtumist (mitu kümneid sekundeid) kogema relativistlikku GK-d ja seda võib täheldada järk-järgult nõrgenevate termiliste röntgenikiirguste allikana. kiirgust, aga ka pikka aega pulsari kujul, mille kiirgus on vahemikus raadiolainetest gammakiirteni.

Teoorias G. kuni. Eriti huvitav on neutriinokiirguse küsimus. G. kuni käigus kiirguvad neutriinod impulsi kujul kestusega 10-30 s v ja antineutriinod koguenergiaga). Punkt F näitab hüdrodünaamika lõppemise hetke. G. kuni arvutamine Tähed A, B ja C tähistavad G. kuni. erinevaid faase, mida iseloomustavad järgmised andmed: D t - G. kuni vastava faasi kestus.

Tähendab. neutriino hõõgumise kestus on seletatav sellega, et peamine. osa energiast ei eraldu kiire hüdrodünaamilise protsessi käigus. staadiumis G. kuni. ja sellele järgnevas aine akretsiooni staadiumis ext. kihid (faas B, joon. 5) ja kuuma hüdrostaatiliselt tasakaalus neutrontähe jahutamine (faas C). Meie galaktikas kokkuvariseva tähe kiirgav neutriinoimpulss on põhimõtteliselt tuvastatav juba olemasolevate neutriinokiirguse detektorite abil (vt ). Neutriinoimpulsi tuvastamine oleks G. c teooria otsene vaatlustest. Eelkõige võimaldaks see kontrollida teooria olulist järeldust G. c võimalikkuse kohta. Nagu juba mainitud, võivad sellised protsessid Galaktikas toimuda » 1 aastas.

G. c. tähetuumade protsessis, mille mass ei ületa külma neutrontähe massi (), ei ole üldise relatiivsusteooria (GR) mõjud kuigi olulised, kuigi neid tuleb arvesse võtta. G. c. teooria edasises arengus on üldrelatiivsusteooria mõjud aga määrava tähtsusega relativistliku G. to., Krym lõpetab massiivsete tähetuumade evolutsiooni.

Valgus.: Ya. B. Zeldovitš, P. D. Novikov, Tähtede gravitatsiooni ja evolutsiooni teooria, M., 1971; Shklovsky I.S., Supernoovad ja sellega seotud probleemid, 2. väljaanne, M., 1976, lk. 398jj; Astrofüüsika esirinnas, trans. inglise keelest, M., 1979; Imshennik V. S., Nadezhin D. K., Tähtede ja supernoova plahvatuste evolutsiooni viimased etapid, in: Itogi Nauki n Tekhniki. Ser. Astronoomia, 21. kd, M., 1982.

(V.S. Esindaja)

GRAVITATSIOONILINE KOLLAPS
tähtedevahelise pilve või tähe kiire kokkutõmbumine ja lagunemine tema enda gravitatsioonijõu mõjul. Gravitatsiooniline kollaps on väga oluline astrofüüsikaline nähtus; ta osaleb nii tähtede, täheparvede ja galaktikate tekkes kui ka osade surmas. Tähtedevahelises ruumis on palju pilvi, mis koosnevad peamiselt vesinikust tihedusega u. 1000 at/cm3, suurus 10 kuni 100 St. aastat. Nende struktuur ja eriti tihedus muutuvad pidevalt vastastikuste kokkupõrgete, tähtede kiirguse kuumenemise, magnetvälja rõhu jms mõjul. Kui pilve või selle osa tihedus muutub nii suureks, et gravitatsioon ületab gaasirõhu, hakkab pilv kontrollimatult kahanema – see kukub kokku. Väiksed algtiheduse ebahomogeensused suurenevad kollapsi ajal; selle tulemusena killustuvad pilved, s.o. laguneb tükkideks, millest igaüks jätkab kahanemist. Üldiselt võib gaasi kokkusurumisel selle temperatuur ja rõhk tõusta, mis võib takistada edasist kokkusurumist. Kuid seni, kuni pilv on infrapunakiirgusele läbipaistev, jahtub see kergesti ja kokkutõmbumine ei peatu. Üksikute kildude tiheduse kasvades muutub aga nende jahtumine raskemaks ja kasvav rõhk peatab varisemise – nii tekibki täht ning kogu täheks muutunud pilvekildude komplekt moodustab täheparve. Pilve kokkuvarisemine täheks või täheparveks kestab umbes miljon aastat – kosmilises mastaabis suhteliselt kiiresti. Pärast seda hoiavad tähe sisemuses toimuvad termotuumareaktsioonid temperatuuri ja rõhku, mis takistab kokkusurumist. Nende reaktsioonide käigus muutuvad kerged keemilised elemendid raskemateks koos tohutu energia vabanemisega (sarnaselt sellele, mis juhtub vesinikupommi plahvatamisel). Vabanenud energia lahkub tähest kiirguse kujul. Massiivsed tähed kiirgavad väga intensiivselt ja põletavad oma "kütuse" ära vaid mõnekümne miljoni aastaga. Madala massiga tähtedel on piisavalt kütust paljudeks miljarditeks aastateks aeglaseks põlemiseks. Varem või hiljem saab igal tähel kütus otsa, termotuumareaktsioonid tuumas peatuvad ja soojusallikast ilma jäädes jääb ta täielikult oma gravitatsiooni kontrolli alla, viies tähe vääramatult surma.
Madala massiga tähtede kokkuvarisemine. Kui pärast kesta kadumist on tähe jäänuki mass alla 1,2 päikesemassi, siis selle gravitatsiooniline kollaps ei lähe liiale: ka soojusallikatest ilma jäänud kahanev täht saab uue võimaluse gravitatsioonile vastu seista. Suure ainetiheduse korral hakkavad elektronid üksteist intensiivselt tõrjuma; see ei tulene nende elektrilaengust, vaid kvantmehaanilistest omadustest. Saadud rõhk sõltub ainult aine tihedusest ja ei sõltu selle temperatuurist. Seda elektronide omadust nimetatakse füüsikas degeneratsiooniks. Madala massiga tähtedes suudab degenereerunud aine rõhk gravitatsioonile vastu seista. Tähe kokkutõmbumine peatub, kui see muutub umbes Maa suuruseks. Selliseid tähti nimetatakse valgeteks kääbusteks, kuna nad säravad nõrgalt, kuid neil on kohe pärast kokkusurumist üsna kuum (valge) pind. Valge kääbuse temperatuur aga järk-järgult langeb ja mõne miljardi aasta pärast on sellist tähte juba raske märgata: temast saab külm nähtamatu keha.
Massiivsete tähtede kokkuvarisemine. Kui tähe mass on suurem kui 1,2 päikeseenergiat, siis taandarenenud elektronide rõhk ei suuda gravitatsioonile vastu seista ja tähest ei saa valget kääbust. Selle pöördumatu kokkuvarisemine jätkub seni, kuni aine saavutab aatomituumade tihedusega võrreldava tiheduse (umbes 3*10 14 g/cm3). Sel juhul muundatakse suurem osa ainest neutroniteks, mis nagu valge kääbuse elektronidki manduvad. Degenereerunud neutronaine rõhk võib tähe kokkutõmbumise peatada, kui selle mass ei ületa ligikaudu 2 Päikese massi. Saadud neutrontähe läbimõõt on vaid u. 20 km. Kui neutrontähe kiire kokkutõmbumine järsult peatub, muundub kogu kineetiline energia soojuseks ja temperatuur tõuseb sadadesse miljarditesse kelvinitesse. Selle tulemusena toimub tähe hiiglaslik sähvatus, selle välimised kihid paiskuvad suurel kiirusel välja ja heledus suureneb mitu miljardit korda. Astronoomid nimetavad seda "supernoova plahvatuseks". Umbes aasta pärast plahvatusproduktide heledus väheneb, väljapaiskuv gaas jahtub järk-järgult, seguneb tähtedevahelise gaasiga ja satub järgmistel ajajärkudel uue põlvkonna tähtede koosseisu. Kokkuvarisemise käigus tekkinud neutrontäht pöörleb esimesel miljonil aastal kiiresti ja seda vaadeldakse muutuva emitterina – pulsarina. Kui kokkuvariseva tähe mass ületab oluliselt 2 päikesemassi, siis kokkusurumine ei peatu neutrontähe staadiumis, vaid jätkub seni, kuni selle raadius väheneb mitme kilomeetrini. Siis suureneb tõmbejõud pinnal nii palju, et isegi valguskiir ei suuda tähest lahkuda. Sel määral kokkusurutud tähte nimetatakse mustaks auguks. Sellist astronoomilist objekti saab teoreetiliselt uurida ainult Einsteini üldrelatiivsusteooria abil. Arvutused näitavad, et nähtamatu musta augu kokkutõmbumine jätkub seni, kuni aine saavutab lõpmatult suure tiheduse.
Vaata ka PULSAR; MUST AUK .
KIRJANDUS
Shklovsky I.S., Tähed: nende sünd, elu ja surm. M., 1984

Collier Encyclopedia. - Avatud ühiskond. 2000 .

Vaadake, mis on "GRAVITATIONAL CLLAPSE" teistes sõnaraamatutes:

Hüdrodünaamiline protsess keha kokkusurumine enda toimel. gravitatsioonijõud. See protsess looduses on võimalik ainult piisavalt massiivsete kehade, eriti tähtede puhul. Vajalik tingimus G. to. elastsuse vähenemine va tähe sees, et sülem viib ... ... Füüsiline entsüklopeedia

Massiivsete kehade katastroofiliselt kiire kokkusurumine gravitatsioonijõudude mõjul. Kahest päikesemassist suurema massiga tähtede areng võib lõppeda gravitatsioonilise kollapsiga. Pärast selliste tähtede tuumakütuse ammendamist kaotavad nad oma ... ... entsüklopeediline sõnaraamat

Gravitatsioonilise kollapsi mehhanismi mudel Gravitatsiooniline kollaps on massiivsete kehade katastroofiliselt kiire kokkusurumine gravitatsioonijõudude toimel. Gravitatsioon ... Wikipedia

Gravitatsiooniline kollaps- (gravitatsioonist ja lat. collapsus fallen) (astrofüüsikas, astronoomias) evolutsiooni viimastel etappidel oleva tähe katastroofiliselt kiire kokkusurumine enda gravitatsioonijõudude mõjul, mis ületab kuumutatud gaasi (aine) nõrgenevaid survejõude . .. ... Kaasaegse loodusteaduse algus

Vaata gravitatsiooni kokkuvarisemist... Suur Nõukogude entsüklopeedia

Massiivsete kehade katastroofiliselt kiire kokkusurumine gravitatsiooni mõjul. jõud. G. kuni St. massiga tähtede evolutsioon. kaks päikesemassi. Pärast tuumakütuse ammendumist sellistes tähtedes kaotavad nad oma mehaanilise jõu. jätkusuutlikkus ja... Loodusteadus. entsüklopeediline sõnaraamat

Vaata gravitatsioonilist kollapsit... Suur entsüklopeediline sõnaraamat

Vaadake gravitatsioonilist kollapsit. * * * KOLLAPS GRAVITATSIOONILINE KOLLAPS GRAVITATSIOONIL, vt Gravitatsiooniline kollaps (vt GRAVITATSIOONNE KOLLAPS) … entsüklopeediline sõnaraamat

Raamatud

Einsteini nägemus. , Wheeler J.A. , Väljapaistva Ameerika füüsiku D. A. Wheeleri raamat on pühendatud geometrodünaamika elementaarsele ekspositsioonile – Einsteini unistuse kehastusele "kogu füüsika taandada geomeetriale". Autor alustab... Kategooria: matemaatika ja loodusteadused Seeria: Kirjastaja: