Što je gravitacijski kolaps. Gravitacijski kolaps

Otkriće snažnih izvora radio emisija izvan naše galaksije pokrenulo je mnoga zanimljiva pitanja za modernu astronomiju. Najvažniji od njih može se formulirati na sljedeći način: "Odakle ti izvori radijskog zračenja crpe svoju kolosalnu energiju?" Izračuni pokazuju da tijekom svog životnog vijeka izvor radio emisija troši količinu energije reda veličine 1060 erg - to je ekvivalentno rezervi nuklearne energije od otprilike stotina milijuna sunaca.

F. Hoyle i W. Fowler iznijeli su izvanrednu hipotezu, prema kojoj je izvor te energije gravitacijski kolaps (brza kompresija) superzvijezde. Takav objekt, koji posjeduje gigantsku masu - oko sto milijuna puta veću od mase Sunca, trebao se nalaziti u središtu galaksije.

Ubrzo nakon toga, združeni napori optičke i radio astronomije otkrili su da su dva vrlo svijetla objekta nalik zvijezdama izvori radio emisija. Jedan od njih, izvor naveden u trećem Cambridgeovom katalogu izvora radio emisija pod šifrom 3S 273, najsjajniji je od svih poznatih objekata u svemiru. Naknadno je pronađeno još nekoliko sličnih predmeta. Sada je već poznato devet takvih izvora radio emisija, sličnih zvijezdama.

Sazvan je međunarodni simpozij o problemu gravitacijskog kolapsa. Bilo je potrebno raspravljati o mnogim novim pitanjima koja su se pojavila pred znanstvenicima; Jesu li ovi neobični objekti rezultat gravitacijske kompresije koja se događa brzinom eksplozije? Kako se gravitacijska energija pretvara u radio valove? I posljednje, ali ne manje važno, sa stajališta teoretičara, jest pitanje; Dovodi li gravitacijski kolaps do neograničene kompresije i pojave neobičnih svojstava prostor-vremena?

Ovaj je članak posvećen posljednjem od ovih pitanja. Sama mogućnost da objekti s takvom kolosalnom masom mogu postojati u prirodi natjerala je teoretičare da preispitaju svoja stajališta temeljena na općoj teoriji relativnosti.

DO BESKONAČNE GUSTOĆE

Zamislite sferični oblak prašine u kojem svaka čestica privlači druge u skladu s Newtonovim . Oblak kao cjelina počet će se smanjivati. Ovaj proces će se nastaviti sve dok druge sile ne stupe u igru. Pretpostavimo na trenutak da nema drugih sila. Zatim, kao što pokazuje jednostavan izračun, oblak će se smanjiti do točke u konačnom vremenu. Ako je početna gustoća oblaka jedan gram po kubnom centimetru, tada će trebati oko pola sata da se oblak smanji na infinitezimalnu veličinu.

Prirodno se postavlja pitanje: zašto svi objekti koje vidimo oko sebe nisu komprimirani pod utjecajem vlastitih gravitacijskih sila? Odgovor na ovo pitanje je očit: djelovanje drugih sila smeta. Gravitacija je vrlo slaba sila u usporedbi s drugim silama. Na primjer, sile električne interakcije između dva elektrona više su od 1040 puta veće od sila njihove gravitacijske interakcije. Stoga se gravitacijski kolaps ne događa kod običnih tijela.

Međutim, potpuno drugačija situacija javlja se u slučaju objekata s kolosalnom masom, poput onih koje razmatraju Fowler i Hoyle. Što je masa veća, to će gravitacijske sile biti jače. Doista, za takve objekte gravitacijske sile su toliko jake da se čini da nijedna poznata sila ne može spriječiti gravitacijski kolaps.

Prema Newtonovoj teoriji, ako je gravitacijski kolaps neograničen, onda bi se, posljedično, sva materija trebala koncentrirati do točke i doći u stanje beskonačno visoke gustoće. Imamo li se pravo osloniti na Newtonovu teoriju u ovom slučaju?

IZLET U TEORIJU RELATIVNOSTI

Newtonova teorija gravitacije, unatoč tome što savršeno opisuje gravitacijske pojave na Zemlji i Sunčevom sustavu, nije posve lišena logičkih poteškoća. Tako je, na primjer, prema Newtonu, gravitacijska interakcija trenutna: širi se beskonačnom brzinom, a njeni rezultati se osjećaju trenutno. Ovaj zaključak je u suprotnosti s posebnom teorijom relativnosti, prema kojoj nijedna sila ne putuje brže od svjetlosti. Prije pedesetak godina Einstein je predložio teoriju gravitacije koja je u skladu s posebnom teorijom relativnosti iu mnogim aspektima slična Newtonovoj teoriji. Govorimo o općoj teoriji relativnosti.

Opća relativnost iskorištava izvanredno svojstvo gravitacije da se ne može "isključiti". Gravitacija uvijek postoji i uvijek utječe na sve materijalne čestice. U tom pogledu gravitacija se razlikuje od svih drugih sila poznatih u fizici. Električne sile djeluju samo na nabijene čestice. Elektron (negativno nabijena čestica), proton (pozitivno nabijena čestica) i neutron (čestica bez naboja) različito će se ponašati u električnom polju. U gravitacijskom polju kretat će se potpuno isto. To je shvatio prije više od tri stotine godina kada je rekao da sva tijela, bez obzira na njihovu masu, padaju jednakom brzinom.

Einstein je, objašnjavajući ovo svojstvo gravitacije, vjerovao da je gravitacija usko povezana s prirodom prostora i vremena. Prvi Newtonov zakon kaže da je tijelo u stanju ravnomjernog pravocrtnog gibanja osim ako na njega ne djeluje vanjska sila. Pretpostavimo da smo ispalili hitac iz topa postavljenog pod kutom od 45° u odnosu na okomicu. Kad ne bi bilo sile gravitacije, projektil bi se nastavio kretati pravocrtno, usmjeren pod kutom od 45° u odnosu na okomicu. Međutim, djelovanje gravitacije tjera projektil da se kreće po paraboličnoj putanji. Budući da je gravitacija nešto čega se ne možemo riješiti, nema smisla govoriti o zakonima gibanja izvan gravitacije. Ovaj primjer pokazuje da se u prisutnosti gravitacije - i u odsutnosti bilo koje druge sile - čestice kreću duž krivulja, a ne ravnih linija. Međutim, ove zakrivljene linije možemo nazvati "ravnim linijama" ako promijenimo zakone geometrije. To je ono na što cilja opća teorija relativnosti. Prisutnost gravitacije daje temelj reći da geometrija prostor-vremena nije euklidska. Taj je zaključak kvantitativno izražen u Einsteinovim jednadžbama.

SWARZSCHILD RJEŠENJE

Einsteinove jednadžbe opisuju kako je zakrivljenost prostorvremena (njihova neeuklidska priroda) povezana s distribucijom materije. Iako su ideje koje ih temelje jednostavne i elegantne, a same jednadžbe mogu se napisati u kompaktnom obliku, točno rješenje bilo kojeg problema u općoj teoriji relativnosti iznimno je teško, uglavnom zbog neeuklidske prirode prostorvremena. Kao rezultat toga, bilo je moguće dobiti točna rješenja za samo nekoliko problema u teoriji. Jedan od njih dobio je 1916. godine Karl Schwarzschild.

Prema tom rješenju, gravitacijsko polje na velikoj udaljenosti od tijela manje-više točno opisuje Newtonova teorija. Drugim riječima, prilično se slaže sa zakonom obrnute proporcionalnosti kvadratu udaljenosti. Međutim, kako se približavate privlačnoj masi, razlika postaje sve značajnija. Kao što možete očekivati, gravitacijska sila postaje jača. Ali - a to Newtonova teorija ne uzima u obzir - snažno gravitacijsko polje prati jaka zakrivljenost geometrija prostor-vrijeme.

Razmotrimo najupečatljiviji slučaj, kada je masa koja privlači koncentrirana u točki. U ovom slučaju, zakrivljenost prostor-vremena dovodi do vrlo zanimljive situacije. Ispostavilo se da se oko mase može izgraditi sfera konačnog polumjera, poznata kao Schwarzschildov radijus (gravitacijski radijus), koja će služiti kao svojevrsna barijera signalima. Niti jedan fizički signal ne može ići iznutra prema van, izvan ove barijere, ali će signali izvana moći prodrijeti unutar ove sfere!

Može li se takva situacija pojaviti u praksi? Da, može, pod uvjetom da je tijelo toliko malo da se nalazi unutar sfere opisane gravitacijskim radijusom. Tijela koja nas okružuju ne zadovoljavaju ovaj uvjet. Na primjer, gravitacijski radijus Sunca je približno 3 kilometra, dok je njegov stvarni radijus približno 700 tisuća kilometara.

Međutim, u slučaju gravitacijskog kolapsa, tijelo se može smanjiti na toliko malu veličinu da će na kraju završiti unutar gravitacijske sfere. Ono što se događa u ovom slučaju činilo bi dobar znanstvenofantastični roman.

Nastavit će se.

P.S. O čemu još govore britanski znanstvenici: da tema gravitacijskog kolapsa, širenja ili, obrnuto, kompresije našeg svemira ponekad privlači ne samo astrofizičare, već i filozofe i javne osobe, kao što je, na primjer, Vyacheslav Moshe Kantor - predsjednik Europski židovski kongres.

Glavna komponenta pomračivog dvojnika ima apsolutnu vizualnu veličinu; bolometrijska korekcija koja odgovara njegovom spektru je oko , tako da: Sunce emitira više energije od Sunca, 2,5121484 = 860 000 puta, ali je njegova masa 19 puta veća od mase Sunca i stoga na 1 g tvari emitira 45 000 puta više nego Sunce. Sunce proizvodi zračenje po 1 g mase. Na isti način nalazimo da komponenta B vizualne dvojne zvijezde Kruger 60 emitira 80 puta manje materije po 1 g nego Sunce, tj. za njega. Specifično zračenje Siriusa B, bijelog patuljka, još je niže: . U međuvremenu, prosječna temperatura T zvijezde mijenja se neusporedivo manje za iste zvijezde (osim, možda, za bijelog patuljka) (vidi str. 196). Teško je unaprijed pretpostaviti da je u sva tri slučaja mehanizam stvaranja energije isti, ali ako je isti, onda je, očito, vrlo osjetljiv na promjene u fizičkim uvjetima unutar zvijezde, posebno na temperaturu. Od različitih mogućih vrsta stvaranja energije u zvijezdama, sljedeća dva su značajna:

a) gravitacijska kompresija,

b) termonuklearni procesi.

GRAVITACIJSKA KOMPRESIJA

Ako se razrijeđena lopta sabije, tada se njezina potencijalna energija smanjuje [vidi. (15.8)]; ovo smanjenje ide do povećanja kinetičke energije čestica lopte, tj. do povećanja temperature kada je lopta plin (vidi (15.9)).

Unutarnja toplinska energija idealnog plina koji je dosegao temperaturu jednaka je 1 g za cijelu zvijezdu

Integral je jednak . Zamjenom ovdje umjesto izraza iz (15.9), u kojem , i dodavanjem izraza za potencijalnu energiju iz (15.8), možemo lako dobiti

Ukupna energija

Za monoatomski plin i, stoga, zanemarujući tlak zračenja zvijezde (za koji ), imat ćemo

odnosno ukupna energija jednaka je polovici potencijalne energije i njezina promjena samo je polovica promjene potencijalne energije.

Politropski model, koji je dosta širok u primjenjivosti, ima potencijalnu energiju

Ovdje je n klasa politropije (pri kojoj energija postaje pozitivna, tj. lopta ima beskonačno velike dimenzije) i za konvektivni model

i za standardni model

Brzinu promjene energije očito treba identificirati sa sjajem zvijezde u fazi kompresije:

Kao što se vidi iz jednakosti (17.4). promjene ukupne energije, koje u (17.8) izjednačujemo sa sjajem, čine samo polovicu promjene potencijalne energije zvijezde. Druga polovica ide na zagrijavanje.

Ako u desnu stranu (17.9) zamijenimo umjesto L emisiju Sunčevih zraka, a umjesto R masu i radijus Sunca, tada ćemo imati

(17.10)

Uzimajući formalni pristup posljednjem izračunu, možemo reći da ako pretpostavimo da se Sunce skuplja, onda s trenutnim karakteristikama Sunca, radijus Sunca je "dovoljan" za samo godine da nadoknadi gubitak topline za radijacija. U biti, moramo reći da se pod gravitacijskom kompresijom Sunce značajno mijenja tijekom 25 milijuna godina. Ali geološka povijest Zemlje uči nas da Sunce više-manje nepromjenjivo zrači Zemlju oko 3 milijarde godina i, prema tome, naznačena vremenska skala od oko 20 milijuna godina, takozvana Kelvin-Helmholtzova vremenska skala kontrakcije, je nije pogodan za objašnjenje moderne evolucije Sunca. Sasvim je pogodno za evoluciju kondenzirajućih zvijezda kada se zagrijavaju tijekom kompresije, sve dok zagrijavanje ne postane toliko jako da počnu termonuklearne reakcije.

U svemiru se događaju mnoge nevjerojatne stvari, uslijed kojih se pojavljuju nove zvijezde, nestaju stare i nastaju crne rupe. Jedan od veličanstvenih i misterioznih fenomena je gravitacijski kolaps, kojim se završava evolucija zvijezda.

Zvjezdana evolucija je ciklus promjena kroz koje zvijezda prolazi tijekom svog životnog vijeka (milijuni ili milijarde godina). Kada vodika u njemu ponestane i pretvori se u helij, formira se helijeva jezgra, a on sam se počinje pretvarati u crvenog diva - zvijezdu kasnih spektralnih klasa koja ima veliki sjaj. Njihova masa može biti 70 puta veća od mase Sunca. Vrlo svijetli superdivovi nazivaju se hiperdivovi. Osim visoke svjetline, karakterizira ih kratak vijek trajanja.

Suština kolapsa

Ovaj fenomen se smatra krajnjom točkom evolucije zvijezda čija je težina veća od tri solarne mase (težina Sunca). Ova se veličina koristi u astronomiji i fizici za određivanje težine drugih svemirskih tijela. Do kolapsa dolazi kada gravitacijske sile uzrokuju da se ogromna kozmička tijela velike mase vrlo brzo stisnu.

Zvijezde teže od tri Sunčeve mase sadrže dovoljno materijala za dugotrajne termonuklearne reakcije. Kada supstanca ponestane, termonuklearna reakcija prestaje, a zvijezde prestaju biti mehanički stabilne. To dovodi do činjenice da se počinju sabijati prema središtu nadzvučnom brzinom.

Neutronske zvijezde

Kada se zvijezde skupljaju, to stvara unutarnji pritisak. Ako raste dovoljnom snagom da zaustavi gravitacijsku kompresiju, tada se pojavljuje neutronska zvijezda.

Takvo kozmičko tijelo ima jednostavnu strukturu. Zvijezda se sastoji od jezgre, koja je prekrivena korom, a ova se pak sastoji od elektrona i atomskih jezgri. Debljina je otprilike 1 km i relativno je tanka u usporedbi s drugim tijelima pronađenima u svemiru.

Težina neutronskih zvijezda jednaka je težini Sunca. Razlika između njih je u tome što je njihov radijus mali - ne više od 20 km. Unutar njih, atomske jezgre međusobno djeluju, tvoreći tako nuklearnu tvar. Pritisak s njezine strane sprječava neutronsku zvijezdu da se dalje skuplja. Ova vrsta zvijezda ima vrlo veliku brzinu rotacije. Oni su sposobni napraviti stotine okretaja u jednoj sekundi. Proces rađanja počinje eksplozijom supernove, koja se događa tijekom gravitacijskog kolapsa zvijezde.

Supernove

Eksplozija supernove je fenomen oštre promjene sjaja zvijezde. Tada zvijezda počinje polako i postupno blijedjeti. Time završava posljednja faza gravitacijskog kolapsa. Cijela kataklizma je popraćena oslobađanjem velike količine energije.

Treba napomenuti da stanovnici Zemlje mogu vidjeti ovaj fenomen tek naknadno. Svjetlost dopire do našeg planeta dugo nakon izbijanja. To je uzrokovalo poteškoće u određivanju prirode supernova.

Hlađenje neutronske zvijezde

Nakon završetka gravitacijske kontrakcije koja je rezultirala nastankom neutronske zvijezde, njezina temperatura je vrlo visoka (mnogo viša od temperature Sunca). Zvijezda se hladi zbog hlađenja neutrina.

U roku od nekoliko minuta njihova temperatura može pasti 100 puta. Tijekom sljedećih sto godina - još 10 puta. Nakon što se smanji, proces hlađenja se značajno usporava.

Oppenheimer-Volkoffova granica

S jedne strane, ovaj pokazatelj odražava najveću moguću težinu neutronske zvijezde kod koje se gravitacija kompenzira neutronskim plinom. Time se sprječava da gravitacijski kolaps završi u crnoj rupi. S druge strane, takozvana Oppenheimer-Volkoffova granica također je donji prag za težinu crne rupe koja je nastala tijekom evolucije zvijezda.

Zbog niza netočnosti, teško je odrediti točnu vrijednost ovog parametra. Međutim, procjenjuje se da je u rasponu od 2,5 do 3 Sunčeve mase. U ovom trenutku znanstvenici kažu da je najteža neutronska zvijezda J0348+0432. Njegova težina je veća od dvije solarne mase. Najlakša crna rupa teži 5-10 solarnih masa. Astrofizičari kažu da su ti podaci eksperimentalni i da se odnose samo na trenutno poznate neutronske zvijezde i crne rupe te upućuju na mogućnost postojanja masivnijih.

Crne rupe

Crna rupa jedan je od najnevjerojatnijih fenomena pronađenih u svemiru. Predstavlja područje prostor-vremena gdje gravitacijska privlačnost ne dopušta bilo kojem objektu da pobjegne iz njega. Čak ni tijela koja se mogu kretati brzinom svjetlosti (uključujući kvante same svjetlosti) ne mogu je napustiti. Prije 1967. crne rupe nazivale su se "smrznute zvijezde", "kolapsari" i "srušene zvijezde".

Crna rupa ima svoju suprotnost. Zove se bijela rupa. Kao što znate, nemoguće je izaći iz crne rupe. Što se tiče bijelih, do njih se ne može probiti.

Osim gravitacijskog kolapsa, nastanak crne rupe može uzrokovati kolaps u središtu galaksije ili protogalaktičkog oka. Postoji i teorija da su crne rupe nastale kao posljedica Velikog praska, baš kao i naš planet. Znanstvenici ih nazivaju primarnima.

U našoj Galaksiji postoji jedna crna rupa koja je, prema astrofizičarima, nastala uslijed gravitacijskog kolapsa supermasivnih objekata. Znanstvenici kažu da takve rupe tvore jezgre mnogih galaksija.

Astronomi u Sjedinjenim Državama sugeriraju da bi veličina velikih crnih rupa mogla biti značajno podcijenjena. Njihove pretpostavke temelje se na činjenici da da bi zvijezde postigle brzinu kojom se kreću kroz galaksiju M87, udaljenu 50 milijuna svjetlosnih godina od našeg planeta, masa crne rupe u središtu galaksije M87 mora biti najmanje 6,5 milijardi solarnih masa. Trenutno je općeprihvaćeno da je težina najveće crne rupe 3 milijarde solarnih masa, odnosno više nego upola manje.

Sinteza crne rupe

Postoji teorija da se ti objekti mogu pojaviti kao rezultat nuklearnih reakcija. Znanstvenici su ih nazvali kvantni crni darovi. Najmanji promjer im je 10 -18 m, a najmanja masa 10 -5 g.

Large Hadron Collider izgrađen je za sintezu mikroskopskih crnih rupa. Pretpostavljalo se da će uz njegovu pomoć biti moguće ne samo sintetizirati crnu rupu, već i simulirati Veliki prasak, što bi omogućilo ponovno stvaranje procesa formiranja mnogih svemirskih objekata, uključujući planet Zemlju. Međutim, eksperiment nije uspio jer nije bilo dovoljno energije za stvaranje crnih rupa.

GK zvijezde - njegova katastrofalno brza kompresija pod utjecajem vlastite. gravitacijske sile – mogu nastati nakon zaustavljanja u središtu. regije zvijezde termonuklearnih reakcija. Iscrpljivanjem zaliha nuklearne energije u zvijezdi i gašenjem središnjeg izvora energije izravno se narušava njezina toplinska, a potom i hidrostatska (mehanička) ravnoteža. U tom slučaju, sile koje se suprotstavljaju gravitaciji su oslabljene i nastaju uvjeti za brzu kompresiju zvijezde. G.K. se smatra jednim od mogućih načina dovršetka (s 1,2 \mathfrak M_\odot$" align="absmiddle" width="90" height="17">), što dovodi do stvaranja neutronskih zvijezda ili čak (u u slučaju relativističkih G. K.) izbacivanje vanjskih slojeva zvijezde, moguće s G. K. njezinim središtem, dovodi do pojave.

Termonuklearne reakcije služe kao izvor energije za zvijezdu i osiguravaju hidrostatsku snagu u njoj. i toplinska ravnoteža do stvaranja u njegovom središtu. područja atomskih jezgri skupine željeza. .Ove jezgre imaju najveći broj po nukleonu, pa sinteza jezgri težih od jezgri željeza više nije praćena oslobađanjem energije, već, naprotiv, zahtijeva utrošak energije. Lišena od ovog trenutka termonuklearnih izvora energije, zvijezda ne može nadoknaditi gubitke energije u svemiru, pogotovo jer se do kraja "termonuklearne" faze evolucije ti gubici enormno povećavaju. Uz uobičajene gubitke energije s površine zvijezde (emisija fotona iz fotosfere zvijezde), ovdje se dodaju volumetrijski gubici energije uslijed intenzivnog zračenja ( v) i antineutrino () centar. područje zvijezde. Volumetrijski gubici energije, kao što pokazuju proračuni evolucije zvijezda, postaju dominantni nad gubicima s površine na temp-pax u središtu zvijezde. Za kasni stadij nuklearne evolucije dovoljno masivne zvijezde, ovaj uvjet je ispunjen u izobilju - tijekom sinteze jezgri skupine željeza, brzina c u središtu zvijezde doseže 3 . 10 9 K. U zvijezdama male mase, s masom blizu donje granice, temp-pa u središtu na kraju nuklearne evolucije također doseže vrijednost i volumetrijski gubici energije u obliku zračenja neutrina postaju veliki.

Nekompenzirani gubici energije remete ravnotežu zvijezde. Stvaraju se uvjeti za kompresiju njegovog središta. područja pod utjecajem vlastitih. sile gravitacije. Zvijezda sada troši energiju koja se oslobađa tijekom kompresije. Tempo u kontrahirajućoj zvijezdi se povećava (vidi). U početku je kompresija zvijezde spora, pa je stanje hidrostatsko. ravnoteža je i dalje ispunjena. Konačno, temperatura doseže tako visoke vrijednosti,” (5-10) . 10 9 K, da jezgre željezne skupine gube stabilnost. Raspadaju se na jezgre helija, neutrone i protone (u prvoj fazi raspada 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124,4 MeV, a daljnjim porastom temperature raspadaju se i jezgre He: 4 2 He ® 2n + 2r - 26,21 MeV). Raspad jezgri zahtijeva sredstva. troškove energije, budući da predstavlja, takoreći, cijeli lanac reakcija termonuklearne fuzije od vodika do željeza, ali ide u suprotnom smjeru (ne s oslobađanjem, već s apsorpcijom energije). Temperatura u unutrašnjosti zvijezde i dalje raste (zbog gravitacijske kompresije), ali zbog raspada jezgri željeza, za što je potrebna energija, to nije tako brzo koliko bi bilo potrebno da se kompresija zaustavi. Kao rezultat gubitka energije na zračenje neutrina i raspada jezgri, dolazi do svojevrsne eksplozije zvijezde - eksplozije prema unutra (ponekad se u znanstvenoj literaturi naziva implozija, za razliku od eksplozije - eksplozije prema van uzrokovane brzim oslobađanje energije). Tijekom implozije, tvar je središte. područje zvijezde pada prema središtu brzinom bliskom brzini slobodnog pada. Rezultirajući hidrodinamički val razrjeđivanja postupno povlači slojeve zvijezde sve udaljenije od središta u način pada. Jednom započeti gastrointestinalni ciklus, pod određenim uvjetima može se usporiti ili čak zaustaviti, no u nekim slučajevima može se nastaviti bez zaustavljanja, pretvarajući se u tzv. .

Razjašnjenje čitavog kompleksa uvjeta koji vode do G. izuzetno je težak zadatak. Jedna od važnih faza u rješavanju ovog problema je proučavanje hidrostatskih uvjeta. ravnoteža u kasnijim fazama evolucije zvijezde, uključujući jednadžbu stanja tvari u zvijezdi.

Tijekom cijele evolucije. razvoj zvijezde povezan s termonuklearnim reakcijama u njezinu središtu. području, u zvijezdi se, uz rijetke iznimke, održava hidrostat. ravnoteža. Leži u jednakosti (na svakoj točki zvijezde iu bilo kojem trenutku u vremenu) sila gravitacije i sila odbijanja čestica materije uslijed pritiska R, F - = -D r/D r [aps. veličina tih sila, r je udaljenost od središta do promatrane točke zvijezde, je masa unutar sfere polumjera r, p je gustoća materije, -D p/D r je približni izraz radijalna komponenta gradijenta tlaka u blizini razmatrane točke]. Hidrostatska jednadžba je bila prosječna za cijelu zvijezdu kao cjelinu. ravnoteža se može približno napisati kao:

gdje su i R ukupna masa i radijus zvijezde, r c i p c su gustoća i tlak u središtu zvijezde. Ova jednadžba omogućuje, posebice, procjenu temperature T c u blizini središta zvijezde. Ako prihvatimo da se materija tamo pokorava jednadžbi stanja idealnog plina, tada gdje je m molekularna masa tvari zvijezde, R 0 je univerzalna masa. Za zvijezde solarnog tipa Tc ~10 7 K, za kolapsirajuće (masivnije) zvijezde mnogo je veći. Na sl. 1 prikazuje moguću evolucijsku shemu. put masivne zvijezde () od trenutka njezina rođenja iz oblaka plina i prašine do trenutka potpune iscrpljenosti do njezina središta. područja termonuklearnog goriva i početak geotermalnih reaktora (točka grananja).

Evolucija zvijezde nakon "isključivanja" termonuklearnih izvora energije, strogo govoreći, može ići na dva načina: uz zadržavanje hidrostatske. ravnotežni i hidrodinamički način, kada gravitacijske sile postanu značajno dominantne (F + >F -). Put kojim će ići evolucija zvijezde ovisi o tome kako se mijenja pritisak tvari zvijezde s promjenama temperature i gustoće, odnosno o razini stanja tvari. Ako povećanje gustoće tijekom kompresije materije gravitacijskim silama nije popraćeno dovoljno intenzivnim povećanjem tlaka, tada se u zvijezdi stvaraju preduvjeti za hidrostatski poremećaj. ravnoteža i razvoj geometrijskih kompleksa u slučaju brzog sabijanja tvari (ima karakter) ima oblik: p c ~ r g c (g se naziva adijabatski eksponent).

S druge strane, gustoća materije određena je veličinom zvijezde r c ~ ​​​​1/R 3 . Izraz za odbojne sile se stoga može napisati kao:

Ovisnost gravitacijskih sila o polumjeru zvijezde dana je relacijom:

Iz relacija (2) i (3) jasno je da gravitacijske sile rastu brže sa smanjenjem radijusa zvijezde u odnosu na sile pritiska, ako

5 > 1 + 3g ili g< 4 / 3 (4),

Na 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) hidrostatski ravnoteža je stabilna: zbijenosti koje se slučajno pojave će se otopiti i izblijedjeti. U strogoj teoriji, hidrostatski. Stabilnost zvijezda uzima u obzir razliku u g za različite slojeve zvijezde. Zapravo, uvjeti G. K. nastaju kada centar. područje g< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. Na sl. 2 prikazuje teoretske rezultate. izračuni vrijednosti g ovisno o gustoći i temperaturi tvari. Povučene linije razine g = 4 / 3 jasno ističu „jarugu nestabilnosti“ (područje s g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

Riža. 2. Dijagram međusobnih transformacija raznih čestica zvjezdane tvari i njezina elastična svojstva ovisno o gustoći (r) i temperaturi (T c). Područja najmanje elastičnosti tvari (s adijabatskim indeksom g min = 1,0 i 1,06) nalaze se blizu sjecišta linija jednakih težinskih koncentracija X: I - jezgre željeza i helija (jezgre željeza prevladavaju lijevo od crte, helij desno, na samoj liniji X Fe =X He); II - parovi elektron-pozitron i atomski elektroni (iznad ove linije prevladavaju elektroni); III - neutroni i protoni (neutroni prevladavaju iznad linije); IV - jezgre željeza i neutroni (neutroni prevladavaju iznad i desno od linije). Dijagram prikazuje putanje središnjih točaka zvijezda: s masom - isprekidana linija AA` s početkom gravitacijskog kolapsa u točki A; s masom - isprekidana linija BB` s početkom gravitacijskog kolapsa u točki B; s masom - crtkano-točkasta linija SS` (točka C - početak termonuklearne eksplozije ugljika). Zatvorene isprekidane linije s vrijednošću g = 1,1 okružuju područja povećane nestabilnosti; isprekidana linija označava "jarugu nestabilnosti" s g< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

Identifikacija fizičkih procesi koji dovode do vrijednosti indikatora 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".

Uz transformacije čestica, koje se s jednakom vjerojatnošću događaju u smjeru naprijed i nazad (tako da se međusobno uravnotežuju), to znači na kraju termonuklearnog stupnja evolucije zvijezda. intenziteti dosežu beta transformaciju. Neutrini i antineutrini nužno sudjeluju u beta transformacijama, koje odmah nakon rođenja napuštaju zvijezdu (za njih je debljina zvijezde prozirna). Stoga su beta transformacije jednostrane prirode - reakcije međudjelovanja neutrina i antineutrina s česticama. druge čestice (na primjer, hvatanje neutrina od strane protona) ne pojavljuju se u zvijezdi. Jednostrana priroda beta transformacija znači da ne postoji potpuna . Kvantitativno, doprinos beta transformacija posebno je značajan u gornjem lijevom dijelu "jaruge nestabilnosti", gdje mogu pasti manje masivne zvijezde, s . Zbog nedostatka termodinamičke ravnoteže prikazane u ovom dijelu sl. 2 retka su samo uvjetna (zapravo su izračunata korištenjem vrlo grube aproksimacije). Stroga definicija fizičkog uvjeti sa značajnim doprinosom beta transformacija zahtijevaju konzistentan proračun njihove kinetike, samokonzistentan s proračunom evolucije i geometrijske dinamike zvijezde. Ipak, tzv kinetički ravnoteže, u kojoj bi sve beta transformacije bile uravnotežene, s izuzetkom onih koje bi mogle biti uzrokovane neutrinima i antineutrinima koji slobodno izlaze. U takvoj ravnoteži, za brze hidrodinamičke poremećaje, koji nisu praćeni beta transformacijama, “jaruga nestabilnosti” postaje plitka i sužava se. To znači da se mogu razviti samo nestabilnosti s karakterističnim vremenom beta transformacije. Stoga bi se u zvijezdama male mase magnetska rezonanca trebala razvijati relativno sporo. U općem slučaju, problem razvoja beta transformacija treba riješiti uzimajući u obzir kinetiku svih beta transformacija.

U svakom slučaju, tvar zvijezde, padajući u "jarugu nestabilnosti", gubi svoju elastičnost, a zvijezda se u konačnici ne može oduprijeti silama gravitacije, što dovodi do razvoja rigoroznih proračuna za zvijezdu masa (masa željezne jezgre , ostalo je kisik ekst. shell) pokazuju zaustavljanje geotermalne zvijezde kada se u središtu zvijezde postigne gustoća r c ~ ​​10 13 g/cm 3 i temperatura T c ~ 10 11 K. Nakon što se benzinska postaja zaustavi, proces nastajanja počinje vruća neutronska zvijezda. Istodobno se nastavlja prilično sporo povećanje (cijeli brzi stupanj hidrodinamičkog pumpanja do zaustavljanja karakterizira hidrodinamičko vrijeme od ~0,1 s) centar. gustoće do r s ~ 10 15 g/cm 3 i temperature T s ~ 10 12 K (za vrijeme od » 3 s). Tada dolazi do još sporijeg procesa hlađenja vruće neutronske zvijezde, koji završava stvaranjem hladne neutronske zvijezde, čija je masa još uvijek prihvatljiva (vidi).

Isti izračun (unutar istog fizičkog modela) mase masivne zvijezde, s (od čega je masa željezne jezgre masa željezne jezgre, ostatak je vanjska ljuska kisika), dovodi do drugačijeg rezultata . Nemoguće je zaustaviti hidrodinamičku pumpu, i to brzu hidrodinamičku. Stadij GC nastavlja se relativističkim GC, odnosno zvijezda se pretvara u crnu rupu. Na sl. 2 ucrtane su središnje putanje. zvjezdice za oba razmatrana G.K. izračuna: (BB`) i (AA`). Vidljivo je da u slučaju BB` do zaustavljanja geometrijskog sustava dolazi nakon što se putanja središta zvijezde presječe s desnom (vanjskom) granicom “jaruge nestabilnosti”, gdje je indeks adijabate g = 4/3. . Na mjestu zaustavljanja indikator g >> 4 / 3. U slučaju AA`, putanja prolazi (sl. 2) desno od putanje BB`, a unatoč tome što je g > 4/3 nakon prelaska “jaruge nestabilnosti”, G.K čak i ne usporava dolje. Stoga, u prisutnosti snažnog zračenja neutrina, povećanje elastičnosti zvjezdane tvari još nije dovoljno da zaustavi geotermalni sudar.

Na fizički Razlozi koji dovode do prestanka kruženja u slučaju , trebali bi uključivati, prije svega, prestanak svih procesa međusobne transformacije čestica koji uključuju utrošak energije, te stvaranje velikog broja nukleona iz jezgri željeza. skupinu i jezgre helija. Nastali nukleonski plin (s viškom djelomično degeneriranih neutrona) značajno povećava elastičnost tvari, uz tamnjenje unutrašnjosti T c > 10 10 K (vrijednost g za takav plin približava se 5/3). Jednako važnim čimbenikom treba smatrati neprozirnost debljine zvijezde za zračenje neutrina koje se javlja u određenom stupnju kompresije. Neutrine i antineutrine, koji su prethodno neometano pobjegli sa zvijezde, bit će apsorbirana od strane materije zvijezde pod novim uvjetima. Kao rezultat toga smanjit će se ukupni gubici energije zvijezde, uz istovremeni prijenos energije zračenjem neutrina iz središta zvijezde na njezinu vanjsku površinu. slojeva mogu izravno komplicirati G. do. slojeva zvijezde. Može se pretpostaviti da pojava neprozirnosti neutrina u takvom stupnju neprozirnosti neutrina, kada je uspostavljena dovoljna elastičnost tvari (g > 4/3), doprinosi zaustavljanju gubitka energije neutrina gubici energije, uključujući pitanja neprozirnosti i prijenosa energije zračenjem neutrina, javl. jedan od glavnih zadataka u istraživanju G. U principu, zaustavljanje G. također može biti olakšano rotacijom i magnetizmom. polje zvijezde, ali je još uvijek prilično teško kvantitativno uzeti u obzir ove važne učinke.

U trenutku kada se geotermalni ciklon zaustavi, zvijezda je formirala jasno definiranu heterogenu strukturu: visoko komprimiranu jezgru s masom i relativno malo komprimiranu ljusku s početka ciklona, ​​koja sadrži ostatak mase zvijezde. Kao što proračuni pokazuju, nakon što središnje područje zvijezde prestane, ext. slojevi nastavljaju padati prema središtu i, nakon susreta s gustom jezgrom, brzo usporavaju. Usporenje padajuće ili nakupljajuće (vidi) tvari događa se u području udarnog udara na granici jezgre i padajuće ljuske. S dovoljno naglim prekidom kompresije jezgre, ovaj skok se može transformirati u snažan, šireći se od granice jezgre do periferije zvijezde. Na sl. Slika 3, napravljena na temelju jednog od proračuna geotermalnog udara s vrlo oštrim zaustavljanjem za zvijezdu s, pokazuje kako se, kako se udarni val širi, kretanje materije prema središtu usporava i zamjenjuje ekspanzijom prema van . U početku (slika 3) udarni val je formiran kao udarni udar na na 0,56s. Nastavlja postojati do 1,75 s u obliku udarnog skoka, dok je materija iza njegove prednje strane potpuno usporena. Nakon toga se udarni val širi. Njegova brzina se povećava kako se valna fronta približava površini zvijezde, budući da se kreće od gušćih ka sve rjeđim slojevima materije. Udarni val se također ubrzava zbog detonacije nuklearnog goriva u vanjski okoliš. slojeva zvijezde. Osnovni, temeljni proces ove vrste uzet u obzir u proračunu, yavl. transformacija jezgri 2 16 8 O ® 32 16 S + 16.54 MeV. Naposljetku, udarni val može uzrokovati otkinuće dijela ljuske sa zvijezde. Ovako bi otprilike mogla izgledati eksplozija supernove.

Riža. 3. Raspodjela brzina i gibanja slojeva zvijezde čija masa ovisi o vrijednosti , (tj. udjelu mase zvijezde koja se nalazi dublje od danog sloja) u različitim trenucima gravitacijskog kolapsa. Početak odbrojavanja vremena je uvjetovan. Najstrmiji dio krivulja predstavlja prednji dio udarnog vala koji se širi prema površini zvijezde. Krivulja za trenutak vremena 37,6 s pokazuje paraboličku brzinu (odvajanje vanjskih slojeva), jednaku u razmatranom slučaju 3,5 . 10 3 km/s. Svi slojevi zvijezde desno od ove točke tvore naknadno izbačenu ljusku.

Ali u dosljednijim proračunima geotermalnog udara sa zaustavljanjem dovoljno snažnog udarnog vala s bilo kakvom značajnom kinetikom. energija disperzije odvojenih slojeva ne djeluje. U proračunu GK za zvijezdu s masom (slučaj BB' na slici 2), uopće nije dobiven vanjski izbačaj. slojeva, čak i uzimajući u obzir učinak rotacije. Promatranja, naprotiv, ukazuju na blisku vezu između pulsara neutronskih zvijezda i eksplozija supernove. S ove točke gledišta, od posebnog su interesa proučavanja geometrijskog kompleksa za zvijezde male mase koje se približavaju tzv. (za željeznu zvijezdu i karbonsku zvijezdu). Činjenica je da su te studije otkrile vrlo učinkovit mehanizam za izbacivanje zvjezdanog omotača (vidi Odjeljak 4). Na sl. 2 prikazuje putanju SS', prikazujući G.K za središte zvijezde s masom koja je popraćena izbacivanjem izvana. slojeva (kvalitativna strana ovog učinka objašnjena je na slici 3).

Gore je već spomenuto da je glavni mehanizam koji dovodi do gubitka hidrostatske. stabilnost zvijezda male mase, javl. beta transformacije, točnije, hvatanje elektrona jezgrama i protona, tj. materije. Jasno je da će proces neutronizacije doprinijeti neutronizaciji, jer kada se zahvate elektroni, pritisak elektrona se smanjuje, a određena energija se također odnosi sa zvijezde u obliku neutrina. Imajte na umu da je unutar zvijezde male mase tlak elektrona bazičan. dio tlaka tvari (vidi početak putanje SS` na sl. 2). Kruženje zvijezda male mase razlikuje se od žiroskopa masivnih zvijezda u još jednom pogledu. Nakon “izgaranja” helija i formiranja ugljično-kisikove jezgre zvijezde (slika 1), njezina daljnja evolucija teče različito ovisno o masi nastale jezgre. Geometrijski kompleks masivnih zvijezda, s , razvija se (nakon formiranja željezne jezgre zvijezde) na isti način kao što je opisano na primjeru geometrijskog kompleksa zvijezda s i s . Kod zvijezda male mase vrtenje može započeti ranije, kada ugljik izgori. Proračuni pokazuju da se to sagorijevanje odvija u pravilu burno, uz hidrostatski poremećaj. ravnoteže zvijezde i prelazi u termonuklearnu eksploziju s velikim oslobađanjem energije.

Međutim, unatoč eksplozivnom izgaranju ugljika i kisika, ovaj složeni proces u konačnici ipak može dovesti do razvoja plinovite zvijezde, a ne do eksplozije zvijezde. Tome pridonosi intenzivna neutronizacija produkata izgaranja (jezgre željezne skupine) i onih koji ga prate. gubitak energije zbog zračenja neutrina. Intenzitet ovih procesa brzo raste s povećanjem gustoće u središtu zvijezde. Iz izračuna proizlazi da se termonuklearna eksplozija zvijezde ugljik-kisik zapravo pretvara u plinovitu zvijezdu ako je središte. Gustoća zvijezde prije početka izgaranja prelazi vrijednost r c » 10 10 g/cm 3 . Temeljna mogućnost geotermalnog gibanja također proizlazi iz usporedbe Chandrasekharove granice za željeznu zvijezdu () i mase promatrane zvijezde ugljik-kisik (). Višak mase potonjeg iznad Chandrasekharove granice fenomena. nužan uvjet za G. k., a g/cm 3 je dovoljan uvjet.

Transformacija termonuklearne eksplozije u nuklearnu eksploziju ilustrirana je na sl. 4, koja prikazuje promjenu nekoliko radijusa tijekom vremena. slojeva zvijezde ugljik-kisik (putanja njezina središta, točke CC` data je na sl. 2). U trenutku t = 3,3 s (vrijeme se računa od trenutka kada je temp-pa u središtu zvijezde dosegla vrijednost od 6 . 10 8 K, dovoljno za razvoj eksplozivnog termonuklearnog izgaranja ugljika), polumjeri svih slojeva naglo se smanjuju, što znači prijelaz eksplozije u izgaranje plina.

Razvijajuće neutrinsko zračenje prati sve veći tok neutrinskog zračenja, koje svoju energiju djelomično predaje vanjskoj materiji. slojeva zvijezde, značajno ubrzava termonuklearno sagorijevanje ostataka ugljika u tim slojevima. Nastaje snažna detonacija. val s pozitivnim brzine tvari iza fronte dovoljne da otrgnu vanjsku ljusku. Detaljan prikaz ovog mehanizma u proračunima pokazuje da se energija od ~10 50 erg prenosi na ljusku koja se širi. Zatim kinetički. energija ljuske može porasti (ali znatno sporije, za 10 5 -10 6 s) zbog učinaka rotacije i magnetskog tlaka. polja na vrijednost od ~10 31 erg, što odgovara energiji ljuske tipične supernove. Ako je u zvijezdi ugljik-kisik središnja gustoća subkritična (g / cm 3), tada se tijekom termonuklearnog izgaranja u njoj može tiho formirati željezna jezgra kao rezultat izgaranja dijela materije ili pulsirajući režim termonuklearnog može se razviti izgaranje ugljika, nakon čega slijedi eksplozija zvijezde. Teorija evolucije zvijezda pokazuje da razlika u vrijednostima središta. Gustoća zvijezda ugljik-kisik, koja određuje njihovu buduću sudbinu, može biti uzrokovana uvjetima razvoja zvijezda u bliskim binarnim sustavima.

Teorija geofizičke teorije dovodi, dakle, do zaključka da su eksplozije supernova povezane s kolapsom ugljično-kisikovih zvijezda male mase s masom od cca. . Dodatni analiza pokazuje da G. K. s nastankom vruće neutronske zvijezde i izbacivanjem (u dva stupnja) vanjskih. ljuske se mogu identificirati sa supernovama tipa I. U isto vrijeme, eksplozija zvijezde bez formiranja neutronske zvijezde može se usporediti sa supernovama tipa II. Ipak treba napomenuti da takve identifikacije nisu sasvim jednoznačne i ne isključuju druge mogućnosti. Teoretski, geotermalni kozmos je moguć bez eksplozije supernove, kao što je utvrđeno u proračunima geosinteze masivnih željeznih zvjezdanih jezgri. U tom procesu geotermalni ciklus može završiti rađanjem neutronskih zvijezda ili crnih rupa.

O tome je, nažalost, još uvijek teško reći nešto određeno. učestalost različitih ishoda evolucije zvijezda, a posebno učestalost nuklearne evolucije Postojeća statistika zvijezda navodi da je broj zvijezda s align="absmiddle" width="63" height="16"> završetkom svoje. nuklearna evolucija raste s smanjenjem kao . U Galaksiji, prema ovim statistikama, broj “umirnih” zvijezda godišnje je » 1. Ali statistika ne uzima u obzir procese gubitka mase zvijezda tijekom evolucije, kao ni niz drugih važnih učinaka; najvjerojatnije preuveličava učestalost geotermalnog gibanja. U isto vrijeme zaključak o prevladavajućem doprinosu zvijezda male mase broju zvijezda koje dovršavaju evoluciju gravitacijskih sila. kolaps se čini vjerojatnim. Uz to treba naglasiti da masa zvijezde, o kojoj se govori u teoriji kasnih stadija evolucije, zapravo predstavlja masu ugljično-kisikove jezgre zvijezde koja ima heterogenu divovsku strukturu s gustom jezgrom i razrijeđenu školjku. Iz proračuna evolucije zvijezda poznato je da je masa jezgre nekoliko. puta manja od mase cijele zvijezde (na primjer, masa jezgre jednaka odgovara ukupnoj masi zvijezde). Još uvijek je teško naznačiti vrijednost najmanje mase zvijezda u kolapsu, ali ona očito mora premašiti granicu Chandrasekharove željezne zvijezde ().

Ako je masa vruće neutronske zvijezde takva neutronska zvijezda, nakon kratkog razdoblja intenzivnog hlađenja neutrina (nekoliko desetaka sekundi) ne bi trebala doživjeti relativistički GK i može se promatrati kao izvor postupno slabećih toplinskih X-zraka. zračenja, a također dugo vremena u obliku pulsara sa zračenjem u rasponu od radio valova do gama zraka.

U teoriji hidrodinamike posebno je zanimljivo pitanje zračenja neutrina. Tijekom neutrina, neutrini se emitiraju u obliku impulsa koji traje 10-30 s v a antineutrino s ukupnom energijom). Točka F označava trenutak hidrodinamičkog prestanka. izračunavanje ciklusa plina, slova A, B i C označavaju različite faze ciklusa plina, koje karakteriziraju sljedeći podaci: D t - trajanje odgovarajuće faze ciklusa plina.

Sredstva. Trajanje sjaja neutrina objašnjava se činjenicom da glavni udio energije se ne emitira u procesu brze hidrodinamičke. stadiju G. k., a na naknadnom stadiju prirasta materije vanj. slojeva (faza B, slika 5) i hlađenje vruće hidrostatski ravnotežne neutronske zvijezde (faza C). Puls neutrina koji emitira zvijezda koja kolabira unutar naše Galaksije, u načelu se može detektirati postojećim detektorima neutrinskog zračenja (vidi). Detekcija impulsa neutrina bila bi izravan promatrački test teorije GC-a, posebice bi omogućila provjeru važnog zaključka teorije o mogućnosti odvijanja GC-a bez izbacivanja ljuske i, dakle, bez vidljivih učinaka kao što su eksplozije supernove. Takvi se procesi u Galaksiji mogu dogoditi, kao što je već spomenuto, » 1 godišnje.

U procesu geotermalne fuzije zvjezdanih jezgri čija masa ne prelazi masu hladne neutronske zvijezde ( ), učinci opće teorije relativnosti (OTR) nisu od velike važnosti, iako će ih trebati uzeti u obzir u Naknadni razvoj teorije geotermalnog gibanja Međutim, učinci opće relativnosti su od odlučujuće važnosti za relativistički geometrijski sustav, evolucija masivnih zvjezdanih jezgri završava na Krimu.

Lit.: Zeldovich Ya. B., Novikov P. D., Teorija gravitacije i evolucije zvijezda, M., 1971; Shklovsky I.S., Supernove i srodni problemi, 2. izdanje, M., 1976., str. 398 i dalje; Na vrhuncu astrofizike, trans. s engleskog, M., 1979.; Imshennik V.S., Nadezhin D.K., Završne faze evolucije zvijezda i eksplozije supernove, u knjizi: Rezultati znanosti i tehnologije. Ser. Astronomija, tom 21, M., 1982.

(V.S. Nemoralan)

GRAVITACIJSKI KOLAPS
brzo sažimanje i raspadanje međuzvjezdanog oblaka ili zvijezde pod utjecajem vlastite gravitacije. Gravitacijski kolaps je vrlo važan astrofizički fenomen; uključen je iu formiranje zvijezda, zvjezdanih skupova i galaksija, kao iu smrt nekih od njih. U međuzvjezdanom prostoru postoji mnogo oblaka koji se uglavnom sastoje od vodika s gustoćom od cca. 1000 at/cm3, veličine od 10 do 100 St. godine. Njihova struktura, a posebno gustoća, neprestano se mijenjaju pod utjecajem međusobnih sudara, zagrijavanja zvjezdanim zračenjem, pritiska magnetskih polja itd. Kada gustoća oblaka ili njegovog dijela postane tolika da gravitacija premašuje tlak plina, oblak se počinje nekontrolirano skupljati – kolabira. Male početne nehomogenosti gustoće postaju jače tijekom procesa kolapsa; Kao rezultat toga, oblak se fragmentira, tj. raspada se na dijelove od kojih se svaki nastavlja smanjivati. Općenito govoreći, kada se plin komprimira, njegova temperatura i tlak se povećavaju, što može spriječiti daljnju kompresiju. No dok je oblak proziran za infracrveno zračenje, lako se hladi, a kompresija ne prestaje. Međutim, kako se gustoća pojedinih fragmenata povećava, njihovo hlađenje postaje sve teže, a sve veći pritisak zaustavlja kolaps – tako nastaje zvijezda, a cijeli skup fragmenata oblaka koji su se pretvorili u zvijezde čini zvjezdani skup. Kolaps oblaka u zvijezdu ili zvjezdani skup traje oko milijun godina – relativno brzo u kozmičkim razmjerima. Nakon toga, termonuklearne reakcije koje se odvijaju u utrobi zvijezde održavaju temperaturu i tlak, što sprječava kompresiju. Tijekom tih reakcija laki kemijski elementi pretvaraju se u teže, pri čemu se oslobađa ogromna energija (slično kao kad eksplodira hidrogenska bomba). Oslobođena energija napušta zvijezdu u obliku zračenja. Masivne zvijezde emitiraju vrlo intenzivno zračenje i sagore svoje "gorivo" u samo nekoliko desetaka milijuna godina. Zvijezde male mase imaju dovoljno goriva da izdrže mnogo milijardi godina sporog gorenja. Prije ili kasnije, svakoj zvijezdi ponestane goriva, termonuklearne reakcije u jezgri prestaju i, lišena izvora topline, ostaje prepuštena na milost i nemilost vlastitoj gravitaciji, neumitno vodeći zvijezdu u smrt.
Kolaps zvijezda male mase. Ako, nakon gubitka ovojnice, ostatak zvijezde ima masu manju od 1,2 solarne, tada njezin gravitacijski kolaps ne ide predaleko: čak i zvijezda koja se skuplja lišena izvora topline dobiva novu sposobnost odupiranja gravitaciji. Pri velikoj gustoći materije elektroni se počinju intenzivno odbijati; to nije zbog njihovog električnog naboja, već zbog njihovih kvantno mehaničkih svojstava. Rezultirajući tlak ovisi samo o gustoći tvari i ne ovisi o njezinoj temperaturi. Fizičari ovo svojstvo elektrona nazivaju degeneracijom. U zvijezdama male mase, pritisak degenerirane materije može se oduprijeti gravitaciji. Kontrakcija zvijezde prestaje kada ona postane približno veličine Zemlje. Takve se zvijezde nazivaju bijeli patuljci jer slabo sjaje, ali odmah nakon kompresije imaju prilično vruću (bijelu) površinu. Međutim, temperatura bijelog patuljka postupno se smanjuje, a nakon nekoliko milijardi godina takvu je zvijezdu već teško primijetiti: postaje hladno, nevidljivo tijelo.
Kolaps masivnih zvijezda. Ako je masa zvijezde veća od 1,2 solarne, tada se pritisak degeneriranih elektrona ne može oduprijeti gravitaciji i zvijezda ne može postati bijeli patuljak. Njegov nekontrolirani kolaps se nastavlja sve dok tvar ne dosegne gustoću usporedivu s gustoćom atomskih jezgri (približno 3 * 10 14 g/cm3). U tom se slučaju najveći dio materije pretvara u neutrone koji, poput elektrona u bijelog patuljka, postaju degenerirani. Pritisak degenerirane neutronske materije može zaustaviti kontrakciju zvijezde ako njezina masa ne prelazi približno 2 Sunčeve mase. Rezultirajuća neutronska zvijezda ima promjer od samo ca. 20 km. Kada brzo sažimanje neutronske zvijezde iznenada prestane, sva se kinetička energija pretvara u toplinu, a temperatura raste na stotine milijardi kelvina. Kao rezultat toga, dolazi do divovskog bljeska zvijezde, njezini vanjski slojevi se izbacuju velikom brzinom, a sjaj se povećava nekoliko milijardi puta. Astronomi ovo nazivaju "eksplozijom supernove". Nakon otprilike godinu dana, svjetlina produkata eksplozije se smanjuje, izbačeni plin se postupno hladi, miješa s međuzvjezdanim plinom iu sljedećim epohama postaje dio zvijezda novih generacija. Neutronska zvijezda nastala tijekom kolapsa ubrzano rotira u prvim milijunima godina i opaža se kao promjenjivi emiter – pulsar. Ako masa kolapsirajuće zvijezde znatno premašuje 2 solarna, tada kompresija ne prestaje na stupnju neutronske zvijezde, već se nastavlja sve dok se njezin polumjer ne smanji na nekoliko kilometara. Tada gravitacijska sila na površini toliko poraste da ni zraka svjetlosti ne može napustiti zvijezdu. Zvijezda koja je kolabirala do te mjere naziva se crna rupa. Takav astronomski objekt može se proučavati samo teoretski, koristeći Einsteinovu opću teoriju relativnosti. Izračuni pokazuju da se kompresija nevidljive crne rupe nastavlja sve dok materija ne dosegne beskonačno visoku gustoću.
vidi također PULSAR ; CRNA RUPA .
KNJIŽEVNOST
Shklovsky I.S., Zvijezde: njihovo rođenje, život i smrt. M., 1984

Collierova enciklopedija. - Otvoreno društvo. 2000 .

Pogledajte što je "GRAVITACIJSKI KOLAPS" u drugim rječnicima:

Proces je hidrodinamički. kompresija tijela pod utjecajem vlastitog. sile gravitacije. Ovaj proces u prirodi moguć je samo u prilično masivnim tijelima, posebno u zvijezdama. Neophodan uvjet za G.K. smanjenje elastičnosti u VA unutar zvijezde, do roja dovodi do ... ... Fizička enciklopedija

Katastrofalno brza kompresija masivnih tijela pod utjecajem gravitacijskih sila. Gravitacijski kolaps može prekinuti evoluciju zvijezda čija je masa veća od dvije solarne mase. Nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u takvim zvijezdama one gube svoje... ... enciklopedijski rječnik

Model mehanizma gravitacijskog kolapsa Gravitacijski kolaps je katastrofalno brzo sabijanje masivnih tijela pod utjecajem gravitacijskih sila. Gravitacijski prema... Wikipediji

Katastrofalno brza kompresija masivnih tijela pod utjecajem gravitacijskih sila. Evolucija zvijezda čija je masa veća od dvije mase Sunca može završiti gravitacijskim kolapsom. Nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u takvim zvijezdama one gube svoje... ... Astronomski rječnik

Gravitacijski kolaps- (od gravitacije i lat. collapsus pao) (u astrofizici, astronomiji) katastrofalno brza kompresija zvijezde u posljednjim fazama evolucije pod utjecajem vlastitih gravitacijskih sila, koja premašuje sile slabljenja tlaka zagrijanog plina (materije) .. ... Počeci moderne prirodne znanosti

Pogledajte Gravitacijski kolaps... Velika sovjetska enciklopedija

Katastrofalno brza kompresija masivnih tijela pod utjecajem gravitacije. snaga GK može završiti evoluciju zvijezda s masom sv. dvije Sunčeve mase. Nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u takvim zvijezdama one gube svoja mehanička svojstva. održivost i... Prirodna povijest. enciklopedijski rječnik

Pogledajte Gravitacijski kolaps... Veliki enciklopedijski rječnik

Vidi gravitacijski kolaps. * * * KOLAPS GRAVITACIJSKI KOLAPS GRAVITACIJSKI, vidi gravitacijski kolaps (vidi GRAVITACIJSKI KOLAPS) ... enciklopedijski rječnik

knjige

• Einsteinova vizija. , Wheeler J.A. , Knjiga izvanrednog američkog fizičara D. A. Wheelera posvećena je elementarnom prikazu geometrodinamike - utjelovljenju Einsteinova sna "da se sva fizika svede na geometriju". Autor počinje s... Kategorija: Matematika i znanost Serija: Izdavač: