Hva er gravitasjonskollaps. Gravitasjonskollaps

Oppdagelsen av kraftige kilder til radiostråling utenfor vår galakse har reist mange interessante spørsmål for moderne astronomi. De viktigste av dem kan formuleres som følger: "Hvor får disse kildene til radioutslipp sin kolossale energi fra?" Beregninger viser at i løpet av sin levetid bruker en kilde til radiostråling en energimengde i størrelsesorden 1060 erg - dette tilsvarer kjernekraftreserven til omtrent hundrevis av millioner soler.

F. Hoyle og W. Fowler fremsatte en bemerkelsesverdig hypotese, ifølge hvilken kilden til denne energien er gravitasjonskollapsen (rask kompresjon) av superstjernen. Et slikt objekt, som hadde en gigantisk masse - omtrent hundre millioner ganger solens masse, skulle være plassert i sentrum av galaksen.

Like etter avslørte den kombinerte innsatsen fra optisk og radioastronomi at to veldig lyse, stjernelignende objekter var kilder til radioutslipp. En av dem, en kilde oppført i den tredje Cambridge-katalogen over radioutslippskilder under koden 3S 273, er den lyseste av alle gjenstander kjent i universet. Deretter ble det funnet flere lignende gjenstander. Nå er ni slike kilder for radiostråling, som ligner på stjerner, allerede kjent.

Et internasjonalt symposium om problemet med gravitasjonskollaps ble innkalt. Det var nødvendig å diskutere mange nye spørsmål som dukket opp foran forskerne; Er disse uvanlige gjenstandene et resultat av gravitasjonskompresjon som skjer med hurtigheten til en eksplosjon? Hvordan omdannes gravitasjonsenergi til radiobølger? Og sist, men ikke minst, fra teoretikeres synspunkt, er spørsmålet; Fører gravitasjonskollaps til ubegrenset kompresjon og tilsynekomsten av uvanlige egenskaper ved rom-tid?

Denne artikkelen er viet til det siste av disse spørsmålene. Selve muligheten for at objekter med en så kolossal masse kunne eksistere i naturen tvang teoretikere til å revurdere sine synspunkter basert på generell relativitet.

TIL UENDELIG TETTHET

Se for deg en sfærisk sky av støv, hvor hver partikkel tiltrekker seg de andre i samsvar med Newtonsk . Skyen som helhet vil begynne å krympe. Denne prosessen vil fortsette til andre krefter kommer i spill. La oss et øyeblikk anta at det ikke finnes andre krefter. Deretter, som en enkel beregning viser, vil skyen krympe til et punkt på en begrenset tid. Hvis den opprinnelige tettheten til skyen er ett gram per kubikkcentimeter, vil det ta omtrent en halv time før skyen krymper til en uendelig liten størrelse.

Spørsmålet oppstår naturlig: hvorfor er ikke alle gjenstandene vi ser rundt oss komprimert under påvirkning av deres egne gravitasjonskrefter? Svaret på dette spørsmålet er åpenbart: handlingen til andre krefter forstyrrer. Tyngdekraften er en veldig svak kraft sammenlignet med andre krefter. For eksempel er kreftene til elektrisk interaksjon mellom to elektroner mer enn 1040 ganger større enn kreftene til deres gravitasjonsinteraksjon. Derfor forekommer ikke gravitasjonskollaps i vanlige legemer.

En helt annen situasjon oppstår imidlertid når det gjelder gjenstander med kolossal masse, slik som de vurdert av Fowler og Hoyle. Jo større massen er, desto kraftigere vil gravitasjonskreftene være. For slike objekter er gravitasjonskreftene så sterke at ingen kjent kraft ser ut til å være i stand til å forhindre gravitasjonskollaps.

I følge newtonsk teori, hvis gravitasjonskollaps er ubegrenset, bør følgelig all materie konsentrere seg til et punkt og komme til en tilstand med uendelig høy tetthet. Har vi rett til å stole på Newtonsk teori i dette tilfellet?

UTflukt INN I RELATIVITETSTEORIEN

Newtons gravitasjonsteori, til tross for at den perfekt beskriver gravitasjonsfenomener på jorden og i solsystemet, er ikke helt fri for logiske vanskeligheter. Så, for eksempel, ifølge Newton, er gravitasjonsinteraksjon øyeblikkelig: den forplanter seg med uendelig hastighet, og resultatene gjør seg gjeldende umiddelbart. Denne konklusjonen strider mot den spesielle relativitetsteorien, ifølge hvilken ingen kraft beveger seg raskere enn lys. For rundt femti år siden foreslo Einstein en gravitasjonsteori som er i samsvar med den spesielle relativitetsteorien og på mange måter lik Newtons teori. Vi snakker om den generelle relativitetsteorien.

Generell relativitetsteori utnytter tyngdekraftens bemerkelsesverdige egenskap at den ikke kan «slå av». Tyngdekraften eksisterer alltid og påvirker alltid alle materielle partikler. I så måte skiller tyngdekraften seg fra alle andre krefter kjent i fysikk. Elektriske krefter virker kun på ladede partikler. Et elektron (en negativt ladet partikkel), et proton (en positivt ladet partikkel) og et nøytron (en partikkel uten ladning) vil oppføre seg annerledes i et elektrisk felt. I et gravitasjonsfelt vil de bevege seg nøyaktig det samme. Dette ble forstått for mer enn tre hundre år siden da han sa at alle kropper, uansett masse, faller med samme hastighet.

Einstein, som forklarte denne egenskapen til tyngdekraften, mente at tyngdekraften er nært knyttet til naturen til rom og tid. Newtons første lov sier at et legeme er i en tilstand av jevn lineær bevegelse med mindre det påvirkes av en ekstern kraft. La oss anta at vi avfyrte et skudd fra en kanon montert i en vinkel på 45° mot vertikalen. Hvis det ikke var noen tyngdekraft, ville prosjektilet fortsette å bevege seg i en rett linje, rettet i en vinkel på 45° mot vertikalen. Imidlertid tvinger tyngdekraften prosjektilet til å bevege seg langs en parabolsk bane. Siden tyngdekraften er noe som ikke kan bli kvitt, gir det ingen mening å snakke om bevegelseslovene utenfor tyngdekraften. Dette eksemplet viser at i nærvær av gravitasjon - og i fravær av andre krefter - beveger partikler seg langs kurver, ikke rette linjer. Imidlertid kan vi kalle disse buede linjene "rette linjer" hvis vi endrer geometriens lover. Det er dette den generelle relativitetsteorien sikter mot. Tilstedeværelsen av gravitasjon gir grunnlag for å si at geometrien til rom-tid ikke er euklidisk. Denne konklusjonen uttrykkes kvantitativt i Einsteins ligninger.

SWARZSCHILD-LØSNING

Einsteins ligninger beskriver hvordan krumningen av romtiden (deres ikke-euklidiske natur) er relatert til fordelingen av materie. Selv om ideene som ligger til grunn for dem er enkle og elegante, og selve ligningene kan skrives i kompakt form, er den eksakte løsningen av ethvert problem i generell relativitetsteori ekstremt vanskelig, hovedsakelig på grunn av romtidens ikke-euklidiske natur. Som et resultat var det mulig å få eksakte løsninger på bare noen få problemer i teorien. En av dem ble oppnådd i 1916 av Karl Schwarzschild.

I følge denne løsningen er gravitasjonsfeltet i stor avstand fra kroppen mer eller mindre nøyaktig beskrevet av Newtonsk teori. Med andre ord stemmer det ganske tett overens med loven om omvendt proporsjonalitet til kvadratet på avstanden. Men når du nærmer deg den tiltrekkende massen, blir avviket mer og mer betydelig. Som du kanskje forventer, blir gravitasjonskraften sterkere. Men - og dette er ikke tatt med i Newtons teori - et sterkt gravitasjonsfelt er ledsaget av en sterk krumning av rom-tidsgeometrier.

La oss vurdere det mest slående tilfellet når den tiltrekkende massen er konsentrert på et punkt. I dette tilfellet fører krumningen av rom-tid til en veldig interessant situasjon. Det viser seg at en kule med begrenset radius, kjent som Schwarzschild-radius (gravitasjonsradius), kan bygges rundt massen, som vil tjene som en slags barriere for signaler. Ikke et eneste fysisk signal kan gå fra innsiden til utsiden, utover denne barrieren, men signaler utenfra vil kunne trenge inn i denne sfæren!

Kan en slik situasjon oppstå i praksis? Ja, det kan den, forutsatt at kroppen er så liten at den befinner seg inne i kulen beskrevet av gravitasjonsradiusen. Kroppene som omgir oss tilfredsstiller ikke denne betingelsen. For eksempel er gravitasjonsradiusen til solen omtrent 3 kilometer, mens dens faktiske radius er omtrent 700 tusen kilometer.

Men i tilfelle gravitasjonskollaps kan kroppen krympe til en størrelse så liten at den til slutt vil havne inne i gravitasjonssfæren. Det som skjer i dette tilfellet kan tjene som et godt grunnlag for en science fiction-roman.

Skal fortsettes.

P.S. Hva annet snakker britiske forskere om: at emnet gravitasjonskollaps, utvidelse eller omvendt komprimering av universet vårt noen ganger tiltrekker seg ikke bare astrofysikere, men også filosofer og offentlige personer, som for eksempel Vyacheslav Moshe Kantor - President for den europeiske jødiske kongressen.

Hovedkomponenten i en formørkelsesbinær har en absolutt visuell størrelse; bolometrisk korreksjon som tilsvarer dets spektrum er omtrent , slik at: Solen sender ut mer energi enn Solen, 2,5121484 = 860 000 ganger, men massen er 19 ganger større enn Solens og derfor sender den ut 45 000 ganger mer per 1 g materie enn solen. Solen produserer stråling per 1 g masse. På samme måte finner vi at komponent B i den visuelle dobbeltstjernen Kruger 60 sender ut 80 ganger mindre materie per 1 g enn Solen, altså for den. Den spesifikke strålingen til Sirius B, en hvit dverg, er enda lavere: . I mellomtiden endres gjennomsnittstemperaturen T til en stjerne uforlignelig mindre for de samme stjernene (unntatt kanskje for en hvit dverg) (se s. 196). Det er vanskelig å anta på forhånd at i alle tre tilfellene er energigenereringsmekanismen den samme, men hvis den er den samme, så er den åpenbart veldig følsom for endringer i de fysiske forholdene inne i stjernen, spesielt temperaturen. Av de ulike mulige typene energigenerering i stjerner er følgende to viktige:

a) gravitasjonskompresjon,

b) termonukleære prosesser.

GRAVITASJONSKOMPRESSJON

Hvis en foreldet ball blir komprimert, reduseres dens potensielle energi [se. (15,8)]; denne reduksjonen går til en økning i den kinetiske energien til kulepartiklene, dvs. til en økning i temperaturen når kulen er gass (se (15.9)).

Den indre termiske energien til en ideell gass som har nådd temperatur er lik 1 g For hele stjernen vil dette være

Integralet er lik . Ved å her erstatte uttrykket fra (15.9), der , og legge til uttrykket for potensiell energi fra (15.8), kan vi enkelt få

Total energi

For en monoatomisk gass og derfor neglisjere strålingstrykket til stjernen (som ), vil vi ha

det vil si at den totale energien er lik halvparten av den potensielle energien og endringen er bare halvparten av endringen i potensiell energi.

Den polytropiske modellen, som er ganske bred i anvendelighet, har potensiell energi

Her er n polytropiklassen (hvor energien blir positiv, dvs. ballen har uendelig store dimensjoner) og for den konvektive modellen

og for standardmodellen

Hastigheten av energiendringer bør åpenbart identifiseres med lysstyrken til stjernen i kompresjonsstadiet:

Som det fremgår av likestilling (17.4). endringene i total energi, som vi i (17.8) sidestiller med lysstyrke, utgjør bare halvparten av endringen i stjernens potensielle energi. Den andre halvparten går til å varme den opp.

Hvis vi erstatter solens stråleutslipp på høyre side av (17.9) i stedet for L, og i stedet for R solens masse og radius, vil vi ha

(17.10)

Ved å ta en formell tilnærming til den siste beregningen, kan vi si at hvis vi antar at solen trekker seg sammen, så med de nåværende egenskapene til solen, er solens radius "nok" for bare år til å kompensere for varmetapet med stråling. I hovedsak må vi si at under gravitasjonskompresjon endrer solen seg betydelig over 25 millioner år. Men den geologiske historien til jorden lærer oss at solen mer eller mindre alltid bestråler jorden i omtrent 3 milliarder år, og derfor er den indikerte tidsskalaen på rundt 20 millioner år, den såkalte Kelvin-Helmholtz-sammentrekningstidsskalaen, ikke egnet for å forklare den moderne utviklingen av solen. Det er ganske egnet for utviklingen av kondenserende stjerner når de varmes opp under kompresjon, til oppvarmingen blir så sterk at termonukleære reaksjoner trer i drift.

Mange fantastiske ting skjer i rommet, som et resultat av at nye stjerner dukker opp, gamle forsvinner og svarte hull dannes. Et av de storslåtte og mystiske fenomenene er gravitasjonskollaps, som avslutter utviklingen av stjerner.

Stellar evolusjon er syklusen av endringer en stjerne går gjennom i løpet av sin levetid (millioner eller milliarder av år). Når hydrogenet i den renner ut og blir til helium, dannes en heliumkjerne, og den begynner selv å bli til en rød kjempe - en stjerne av sene spektralklasser som har høy lysstyrke. Massen deres kan være 70 ganger solens masse. Svært lyse superkjemper kalles hyperkjemper. I tillegg til høy lysstyrke har de kort levetid.

Essensen av kollaps

Dette fenomenet regnes som sluttpunktet for utviklingen av stjerner hvis vekt er mer enn tre solmasser (vekten av solen). Denne mengden brukes i astronomi og fysikk for å bestemme vekten til andre kosmiske kropper. Kollaps oppstår når gravitasjonskrefter får enorme kosmiske kropper med stor masse til å komprimeres veldig raskt.

Stjerner som veier mer enn tre solmasser inneholder nok materiale for langvarige termonukleære reaksjoner. Når stoffet går tom, stopper den termonukleære reaksjonen, og stjernene slutter å være mekanisk stabile. Dette fører til det faktum at de begynner å komprimere mot midten i supersonisk hastighet.

Nøytronstjerner

Når stjerner trekker seg sammen, skaper dette internt trykk. Hvis den vokser med tilstrekkelig kraft til å stoppe gravitasjonskompresjonen, vises en nøytronstjerne.

En slik kosmisk kropp har en enkel struktur. En stjerne består av en kjerne, som er dekket av en skorpe, og denne er igjen dannet av elektroner og atomkjerner. Den er omtrent 1 km tykk og er relativt tynn sammenlignet med andre kropper som finnes i verdensrommet.

Vekten til nøytronstjerner er lik vekten til solen. Forskjellen mellom dem er at deres radius er liten - ikke mer enn 20 km. Inne i dem samhandler atomkjerner med hverandre, og danner dermed kjernefysisk materie. Det er trykket fra siden som hindrer nøytronstjernen i å trekke seg ytterligere sammen. Denne typen stjerne har en veldig høy rotasjonshastighet. De er i stand til å gjøre hundrevis av omdreininger i løpet av ett sekund. Fødselsprosessen starter fra en supernovaeksplosjon, som skjer under gravitasjonskollapsen til en stjerne.

Supernovaer

En supernovaeksplosjon er et fenomen med en skarp endring i lysstyrken til en stjerne. Så begynner stjernen å sakte og gradvis falme. Slik slutter det siste stadiet av gravitasjonskollaps. Hele katastrofen er ledsaget av frigjøring av en stor mengde energi.

Det skal bemerkes at innbyggerne på jorden kan se dette fenomenet først etter faktum. Lyset når planeten vår lenge etter utbruddet. Dette har forårsaket vanskeligheter med å bestemme naturen til supernovaer.

Nøytronstjernekjøling

Etter slutten av gravitasjonssammentrekningen som resulterte i dannelsen av en nøytronstjerne, er temperaturen veldig høy (mye høyere enn solens temperatur). Stjernen kjøles ned på grunn av nøytrinoavkjøling.

I løpet av et par minutter kan temperaturen falle 100 ganger. I løpet av de neste hundre årene - ytterligere 10 ganger. Etter at den avtar, avtar kjøleprosessen betydelig.

Oppenheimer-Volkoff grense

På den ene siden reflekterer denne indikatoren den maksimalt mulige vekten til en nøytronstjerne der tyngdekraften kompenseres av nøytrongass. Dette forhindrer at gravitasjonskollaps ender i et svart hull. På den annen side er den såkalte Oppenheimer-Volkoff-grensen også en lavere terskel for vekten av et sort hull som ble dannet under stjerneutviklingen.

På grunn av en rekke unøyaktigheter er det vanskelig å bestemme den nøyaktige verdien av denne parameteren. Det er imidlertid anslått å være i området 2,5 til 3 solmasser. For øyeblikket sier forskere at den tyngste nøytronstjernen er J0348+0432. Dens vekt er mer enn to solmasser. Det letteste sorte hullet veier 5-10 solmasser. Astrofysikere sier at disse dataene er eksperimentelle og kun relaterer seg til for tiden kjente nøytronstjerner og sorte hull og antyder muligheten for eksistensen av mer massive.

Svarte hull

Et sort hull er et av de mest fantastiske fenomenene som finnes i verdensrommet. Det representerer et område av rom-tid der gravitasjonsattraksjon ikke tillater noen gjenstander å unnslippe fra den. Selv kropper som kan bevege seg med lysets hastighet (inkludert selve lysets kvanta) er ikke i stand til å forlate det. Før 1967 ble sorte hull kalt "frosne stjerner", "kollapsarer" og "kollapserte stjerner".

Et sort hull har sin motsetning. Det kalles et hvitt hull. Som du vet er det umulig å komme seg ut av et sort hull. Når det gjelder de hvite, kan de ikke penetreres.

I tillegg til gravitasjonskollaps, kan dannelsen av et sort hull være forårsaket av kollaps i sentrum av galaksen eller det protogaltiske øyet. Det er også en teori om at sorte hull dukket opp som et resultat av Big Bang, akkurat som planeten vår. Forskere kaller dem primære.

Det er ett sort hull i galaksen vår, som ifølge astrofysikere ble dannet på grunn av gravitasjonssammenbruddet til supermassive objekter. Forskere sier at slike hull danner kjernene i mange galakser.

Astronomer i USA antyder at størrelsen på store sorte hull kan være betydelig undervurdert. Deres antakelser er basert på det faktum at for at stjernene skal nå hastigheten de beveger seg gjennom M87-galaksen, som ligger 50 millioner lysår fra planeten vår, må massen til det sorte hullet i sentrum av M87-galaksen være minst 6,5 milliarder solmasser. For øyeblikket er det generelt akseptert at vekten av det største sorte hullet er 3 milliarder solmasser, det vil si mer enn halvparten så mye.

Syntese av svarte hull

Det er en teori om at disse objektene kan dukke opp som et resultat av kjernefysiske reaksjoner. Forskere har gitt dem navnet kvantesvarte gaver. Deres minste diameter er 10 -18 m, og deres minste masse er 10 -5 g.

Large Hadron Collider ble bygget for å syntetisere mikroskopiske sorte hull. Det ble antatt at det med dens hjelp ville være mulig ikke bare å syntetisere et sort hull, men også å simulere Big Bang, som ville gjøre det mulig å gjenskape prosessen med dannelse av mange romobjekter, inkludert planeten Jorden. Eksperimentet mislyktes imidlertid fordi det ikke var nok energi til å lage sorte hull.

GK av en stjerne - dens katastrofalt raske komprimering under påvirkning av sin egen. gravitasjonskrefter - kan oppstå etter stopp ved senteret. områder av stjernen til termonukleære reaksjoner. Med uttømmingen av kjernefysiske energireserver i en stjerne og utryddelsen av den sentrale energikilden, blir dens termiske og deretter hydrostatiske (mekaniske) likevekt direkte forstyrret. I dette tilfellet svekkes kreftene som motsetter tyngdekraften, og det oppstår betingelser for rask kompresjon av stjernen. G.K. anses som en av de mulige måtene å fullføre (med 1.2 \mathfrak M_\odot$" align="absmiddle" width="90" height="17">), som fører til dannelsen av nøytronstjerner eller til og med (i i tilfelle av relativistiske G. K.) sorte hull Utstøtingen av de ytre lagene av stjernen, mulig med G. K. dens sentrum, fører til utseendet.

Termonukleære reaksjoner tjener som en energikilde for stjernen og gir hydrostatisk energi i den. og termisk likevekt inntil dannelse i sentrum. områder av atomkjerner i jerngruppen. .Disse kjernene har det største antallet per nukleon, så syntesen av kjerner som er tyngre enn jernkjerner er ikke lenger ledsaget av frigjøring av energi, men krever tvert imot energiforbruk. Fratatt fra dette øyeblikket av termonukleære energikilder, kan ikke stjernen kompensere for energitap til verdensrommet, spesielt siden disse tapene øker enormt ved slutten av det "termonukleære" utviklingsstadiet. I tillegg til de vanlige energitapene fra stjernens overflate (utslipp av fotoner fra stjernens fotosfære), legges volumetriske energitap på grunn av intens stråling til her ( v) og antinøytrino () sentrum. område av stjernen. Volumetriske energitap, som vist ved beregninger av stjernenes utvikling, blir dominerende over tap fra overflaten ved temp-pax i sentrum av stjernen. For et sent stadium av kjernefysisk utvikling av en tilstrekkelig massiv stjerne, er denne betingelsen oppfylt i overflod - under syntesen av jerngruppekjerner når hastigheten c i midten av stjernen 3 . 10 9 K. I stjerner med lav masse, med en masse nær den nedre grensen , når også temp-pa i sentrum ved slutten av kjernefysisk evolusjon en verdi og volumetriske energitap i form av nøytrinostråling blir store.

Ukompenserte energitap forstyrrer stjernens likevekt. Det skapes betingelser for komprimering av senteret. områder under påvirkning av sine egne. tyngdekrefter. Stjernen bruker nå energien som frigjøres under kompresjon. Tempoet i en sammentrekkende stjerne øker (se). Til å begynne med er komprimeringen av stjernen sakte, så tilstanden er hydrostatisk. likevekten er fortsatt oppfylt. Til slutt når temperaturen så høye verdier, "(5-10) . 10 9 K, at kjernene i jerngruppen mister stabilitet. De forfaller til heliumkjerner, nøytroner og protoner (ved første nedbrytningsstadium 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124,4 MeV, og med en ytterligere økning i temperatur, henfaller He-kjernene også: 4 2 He ® 2n + 2p - 26,21 MeV). Forfall av kjerner krever midler. energikostnader, siden det så å si representerer hele kjeden av termonukleære fusjonsreaksjoner fra hydrogen til jern, men går i motsatt retning (ikke med frigjøring, men med absorpsjon av energi). Temperaturen i stjernens indre vokser fortsatt (på grunn av gravitasjonskompresjon), men på grunn av nedbrytningen av jernkjerner, som krever energi, er det ikke så raskt som det ville vært nødvendig å stoppe kompresjonen. Som et resultat av energitap til nøytrinostråling og forfall av kjerner, oppstår en slags eksplosjon av stjernen - en eksplosjon innover (noen ganger kalles det i vitenskapelig litteratur implosjon, i motsetning til eksplosjon - en eksplosjon utover forårsaket av den raske frigjøring av energi). Under implosjon er stoffet sentrum. område av stjernen faller mot sentrum med en hastighet nær hastigheten for fritt fall. Den resulterende hydrodynamiske sjeldne bølgen trekker gradvis lag av stjernen mer og mer fjernt fra sentrum til fallmodus. Når en gastrointestinal syklus har begynt, kan den under visse forhold bremse eller til og med stoppe, men i noen tilfeller kan den fortsette uten å stoppe, og bli til den såkalte. .

Avklaring av hele komplekset av forhold som fører til G. til er en ekstremt vanskelig oppgave. En av de viktige stadiene i å løse dette problemet er studiet av hydrostatiske forhold. likevekt i de senere stadier av utviklingen av en stjerne med bruk av ligningen for materietilstanden i stjernen.

Gjennom hele evolusjonen. utvikling av en stjerne assosiert med termonukleære reaksjoner i sentrum. region, i stjernen, med sjeldne unntak, opprettholdes hydrostatisk. likevekt. Det ligger i likheten (ved hvert punkt av stjernen og til enhver tid) av tyngdekreftene og frastøtningskreftene til materiepartikler på grunn av trykk r, F - = -D r/D r [abs. størrelsen på disse kreftene, r er avstanden fra sentrum til det betraktede punktet til stjernen, er massen inne i en kule med radius r, p er tettheten til materie, -D p/D r er et omtrentlig uttrykk for radiell komponent av trykkgradienten i nærheten av det betraktede punktet]. Den hydrostatiske ligningen var gjennomsnittet for hele stjernen som helhet. likevekt kan omtrent skrives som:

hvor og R er den totale massen og radiusen til stjernen, r c og p c er tettheten og trykket ved stjernens sentrum. Denne ligningen gjør det spesielt mulig å estimere temperaturen T c nær sentrum av stjernen. Hvis vi aksepterer at materien der følger tilstandsligningen til en ideell gass, så der m er molekylmassen til stjernens materie, er R 0 den universelle massen. For stjerner av soltypen Tc ~10 7 K, for kollapsende (mer massive) stjerner er det mye høyere. I fig. 1 viser et mulig evolusjonsskjema. banen til en massiv stjerne () fra øyeblikket den ble født fra en gasstøvsky til øyeblikket av fullstendig utmattelse til sentrum. områder med termonukleært brensel og utbruddet av geotermiske reaktorer (forgreningspunkt).

Utviklingen av en stjerne etter å ha "slått av" termonukleære energikilder, kan strengt tatt gå på to måter: mens den opprettholdes hydrostatisk. likevekt og hydrodynamisk måte, når gravitasjonskrefter blir betydelig dominerende (F + >F -). Banen som følges av utviklingen av en stjerne avhenger av hvordan trykket i stjernens materie endres med endringer i temperatur og tetthet, dvs. på tilstandsnivået til materien. Hvis økningen i tetthet under komprimering av materie av gravitasjonskrefter ikke er ledsaget av en tilstrekkelig intens trykkøkning, skapes forutsetningene i stjernen for hydrostatisk avbrudd. likevekt og utvikling av geometriske komplekser Forholdet mellom trykk og tetthet ved hurtig kompresjon av et stoff (som har karakteren) har formen: p c ~ r g c (g kalles den adiabatiske eksponenten).

I sin tur bestemmes materietettheten av størrelsen på stjernen r c ~ 1/R 3 . Uttrykket for de frastøtende kreftene kan derfor skrives som:

Avhengigheten av gravitasjonskrefter av stjernens radius er gitt av forholdet:

Fra relasjonene (2) og (3) er det klart at gravitasjonskreftene øker raskere med avtagende radius til stjernen sammenlignet med trykkkreftene, hvis

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

På 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) hydrostatisk likevekten er stabil: komprimeringer som ved et uhell oppstår vil oppløses og falme. I streng teori, hydrostatisk. Stjernenes stabilitet tar hensyn til forskjellen i g for forskjellige lag av stjernen. Faktisk oppstår forholdene til G. K. når senteret. område g< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. I fig. 2 viser de teoretiske resultatene. beregninger av verdien av g avhengig av stoffets tetthet og temperatur. De tegnede linjene på nivået g = 4 / 3 fremhever tydelig "ustabilitetens kløft" (området med g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

Ris. 2. Diagram over gjensidige transformasjoner av ulike partikler av stjernestoff og dets elastiske egenskaper avhengig av tetthet (r) og temperatur (T c). Områdene med den minste elastisiteten til stoffet (med den adiabatiske indeksen g min = 1,0 og 1,06) ligger nær skjæringspunktet mellom linjer med like vektkonsentrasjoner X: I - jern- og heliumkjerner (jernkjerner dominerer til venstre for linjen, helium til høyre, på selve X-linjen Fe =X He); II - elektron-positron-par og atomelektroner (over denne linjen dominerer elektroner); III - nøytroner og protoner (nøytroner dominerer over linjen); IV - jernkjerner og nøytroner (nøytroner dominerer over og til høyre for linjen). Diagrammet viser banene til de sentrale punktene til stjerner: med masse - stiplet linje AA` med begynnelsen av gravitasjonskollaps ved punkt A; med masse - stiplet linje BB` med begynnelsen av gravitasjonskollaps ved punkt B; med masse - stiplet linje С` (punkt C - begynnelsen av en termonukleær karboneksplosjon). Lukkede stiplede linjer med en verdi på g = 1,1 surroundområder med økt ustabilitet; den stiplede linjen indikerer "ustabilitetens kløft" med g< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

Identifikasjon av fysisk prosesser som fører til verdiene til g-indikatoren< 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".

Sammen med transformasjonene av partikler, som skjer med lik sannsynlighet i forover- og bakoverretninger (slik at de balanserer hverandre), betyr det på slutten av det termonukleære stadiet av utviklingen av stjerner. intensiteter når beta-transformasjon. Nøytrinoer og antinøytrinoer deltar nødvendigvis i beta-transformasjoner, som forlater stjernen umiddelbart etter fødselen (for dem er tykkelsen på stjernen gjennomsiktig). Derfor er beta-transformasjoner ensidig i naturen - reaksjoner av interaksjon mellom nøytrinoer og antinøytrinoer med partikler. andre partikler (for eksempel nøytrinofangst av et proton) forekommer ikke i stjernen. Den ensidige naturen til betatransformasjoner betyr at det ikke er noen fullstendig . Kvantitativt er bidraget fra betatransformasjoner spesielt betydelig i den øvre venstre delen av "ustabilitetens slukt", der mindre massive stjerner kan falle, med . På grunn av mangel på termodynamikk likevekter vist i denne delen av fig. De 2 linjene er kun betingede (de ble faktisk beregnet med en veldig grov tilnærming). En streng definisjon av fysisk forhold med et betydelig bidrag av beta-transformasjoner krever en konsistent beregning av kinetikken deres, selvforenlig med beregningen av stjernens evolusjon og geometriske dynamikk. Likevel, den såkalte kinetisk likevekt, der alle beta-transformasjoner vil være balansert, med unntak av de som kan være forårsaket av fritt unnslippende nøytrinoer og antinøytrinoer. Ved en slik likevekt, for raske hydrodynamiske forstyrrelser, som ikke følges av beta-transformasjoner, blir "ravinen av ustabilitet" grunt og smalner. Dette betyr at bare ustabiliteter med en karakteristisk tid med betatransformasjoner kan utvikle seg. Derfor, i lavmassestjerner, bør magnetresonansen utvikle seg relativt sakte. I det generelle tilfellet bør problemet med utvikling av beta-transformasjoner løses under hensyntagen til kinetikken til alle beta-transformasjoner.

I alle fall mister stoffet til stjernen, som faller inn i "ustabilitetens kløft", sin elastisitet, og stjernen kan til slutt ikke motstå tyngdekraften, noe som fører til utvikling av tyngdekraften for en stjerne masse (massen til jernkjernen , resten er oksygen ext. skall) viser stopp av den geotermiske stjernen når tettheten r c ~ 13 g/cm 3 og temperatur T c ~ 10 11 K er nådd i midten av stjernen Etter at bensinstasjonen stopper, prosessen med dannelse av en varm nøytronstjerne begynner. Samtidig fortsetter en ganske langsom økning (hele det raske stadiet av hydrodynamisk pumping inntil stopp er preget av en hydrodynamisk tid på ~0,1 s) sentrum. tetthet opp til r s ~ 10 15 g/cm 3 og temperatur T s ~ 10 12 K (for en tid på » 3 s). Deretter skjer en enda langsommere avkjølingsprosess av den varme nøytronstjernen, som ender med dannelsen av en kald nøytronstjerne, som massen fortsatt er akseptabel for (se).

Den samme beregningen (innenfor den samme fysiske modellen) av massen til en massiv stjerne, med (hvorav massen til jernkjernen er massen til jernkjernen, resten er oksygenets ytre skall), fører til et annet resultat . Det er umulig å stoppe den hydrodynamiske pumpen, og den raske hydrodynamikken. Stadiet av GC fortsetter med den relativistiske GC, det vil si at stjernen blir til et svart hull. I fig. 2 er midtbanene plottet. stjernepoeng for begge omtalte G.K-beregninger: (BB`) og (AA`). Det kan sees at i tilfellet med BB` skjer stoppingen av det geometriske systemet etter at banen til stjernens sentrum skjærer den høyre (ytre) grensen til "ustabilitetens kløft", der den adiabatiske indeksen g = 4/3 . Ved stopppunktet, indikatoren g >> 4 / 3. I tilfellet med AA` passerer banen (fig. 2) til høyre for banen BB`, og til tross for at g > 4/3 etter å ha krysset "ustabilitetens kløft", bremser ikke G.K ned. I nærvær av kraftig nøytrinostråling er en økning i elastisiteten til stjernestoff ennå ikke tilstrekkelig til å stoppe den geotermiske kollisjonen.

Til fysisk Årsakene som forårsaker opphør av gyrasjoner i tilfelle av , bør først og fremst inkludere opphør av alle prosesser for gjensidig transformasjon av partikler som involverer forbruk av energi, og dannelse av et stort antall nukleoner fra jernkjerner gruppe og heliumkjerner. Den resulterende nukleongassen (med et overskudd av delvis degenererte nøytroner) øker elastisiteten til stoffet betydelig, med en mørkning av det indre T c > 10 10 K (verdien av g for en slik gass nærmer seg 5/3). En like viktig faktor bør betraktes som opasiteten til stjernens tykkelse for nøytrinostråling som oppstår på et visst stadium av kompresjon. Nøytrinoer og antinøytrinoer, som tidligere slapp uhindret fra stjernen, vil bli absorbert av stjernens materie under nye forhold. Som et resultat vil det totale energitapet til stjernen avta, i tillegg til samtidig overføring av energi ved nøytrinostråling fra stjernens sentrum til dens ytre overflate. lag kan direkte komplisere G. til. lag av stjernen. Det kan betraktes at utseendet av nøytrino-opasitet på et slikt stadium av nøytrino-syklonen, når tilstrekkelig elastisitet av stoffet er gjenopprettet (g > 4/3), bidrar til å stoppe nøytrino-turbulensen tap, inkludert problemer med opasitet og energioverføring ved nøytrinostråling, yavl. en av hovedoppgavene i G.s forskning I prinsippet kan stopping av G. også forenkles ved rotasjon og magnetisme. stjernefeltet, men det er fortsatt ganske vanskelig å ta hensyn til disse viktige effektene kvantitativt.

Innen den geotermiske syklonen stopper, har stjernen dannet en klart definert heterogen struktur: en svært komprimert kjerne med masse og et relativt lite skall som har blitt komprimert siden begynnelsen av syklonen, og inneholder resten av stjernens masse. Som beregninger viser, etter at den sentrale delen av stjernen stopper, vil ext. lagene fortsetter å falle mot midten og, når de møter en tett kjerne, reduseres hastigheten raskt. Retardasjonen av fallende eller tilvekst (se) materie skjer i området for sjokksjokket ved grensen til kjernen og det fallende skallet. Med en tilstrekkelig brå stopp i kompresjonen av kjernen, kan dette hoppet forvandles til et kraftig, som forplanter seg fra grensen til kjernen til stjernens periferi. I fig. Figur 3, bygget på grunnlag av en av beregningene av det geotermiske sjokket med en meget skarp stopp for en stjerne med, viser hvordan, ettersom sjokkbølgen forplanter seg, bremses bevegelsen av materie mot sentrum og erstattes av ekspansjon utover . Opprinnelig (fig. 3) ble sjokkbølgen dannet som et sjokksjokk kl på 0,56s. Den fortsetter å eksistere til 1,75 s i form av et sjokkhopp, mens saken bak fronten er fullstendig bremset. Deretter forplanter sjokkbølgen seg. Hastigheten øker etter hvert som bølgefronten nærmer seg stjernens overflate, siden den beveger seg fra tette til stadig mer sjeldne lag av materie. Sjokkbølgen akselereres også på grunn av detonering av kjernebrensel i det ytre miljø. lag av stjernen. Grunnleggende en prosess av denne typen tatt i betraktning i beregningen, yavl. transformasjon av kjerner 2 16 8 O ® 32 16 S + 16,54 MeV. Til slutt kan sjokkbølgen føre til at en del av skallet rives av stjernen. Omtrent slik kan en supernovaeksplosjon se ut.

Ris. 3. Fordeling av hastigheter og bevegelser av lag av en stjerne med masse avhengig av verdien av , (dvs. brøkdelen av massen til stjernen som ligger dypere enn et gitt lag) ved forskjellige øyeblikk av gravitasjonskollaps. Starten av tidstellingen er betinget. Den bratteste delen av kurvene representerer fronten av sjokkbølgen som forplanter seg mot stjernens overflate. Kurven for tidspunktet 37,6 s viser en parabolsk hastighet (separasjon av de ytre lagene), lik i det aktuelle tilfellet med 3,5 . 10 3 km/s. Alle lagene av stjernen til høyre for dette punktet danner et etterfølgende utkastet skall.

Men i mer konsistente beregninger av et geotermisk sjokk med å stoppe en tilstrekkelig kraftig sjokkbølge med noen signifikant kinetikk. spredningsenergien til de løsrevne lagene fungerer ikke. I beregningen av GK for en stjerne med masse (tilfellet BB' i fig. 2) ble det ikke oppnådd noen ekstern utkastning i det hele tatt. lag, selv med tanke på rotasjonseffekten. Observasjoner indikerer tvert imot en nær sammenheng mellom nøytronstjernepulsarer og supernovaeksplosjoner. Fra dette synspunktet er studier av det geometriske komplekset for lavmassestjerner som nærmer seg den såkalte. (for en jernstjerne og en karbonstjerne). Faktum er at disse studiene avslørte en svært effektiv mekanisme for utstøting av stjernehylsteret (se avsnitt 4). I fig. 2 plotter banen SS', som viser G.K. for sentrum av en stjerne med en masse som er ledsaget av en utstøting av ytre. lag (den kvalitative siden av denne effekten er forklart i fig. 3).

Det var allerede nevnt ovenfor at hovedmekanismen som fører til tap av hydrostatisk. stabilitet av lavmassestjerner, yavl. beta-transformasjoner, eller mer presist, fangst av elektroner av kjerner og protoner, dvs. materie. Det er klart at prosessen med nøytronisering vil bidra til nøytronisering, siden når elektroner fanges, synker elektrontrykket, og en viss energi blir også ført bort fra stjernen i form av nøytrinoer. Legg merke til at inne i en stjerne med lav masse er elektrontrykket grunnleggende. del av trykket til stoffet (se begynnelsen av banen С` i fig. 2). Gyrasjonene til stjerner med lav masse skiller seg fra gyroene til massive stjerner på en annen måte. Etter "brenningen" av helium og dannelsen av karbon-oksygen-kjernen til stjernen (fig. 1), fortsetter dens videre utvikling forskjellig avhengig av massen til den resulterende kjernen. Det geometriske komplekset av massive stjerner, med , utvikler seg (etter dannelsen av stjernens jernkjerne) på samme måte som ble beskrevet ved å bruke eksemplet med det geometriske komplekset av stjerner med og med . I stjerner med lav masse kan svingninger begynne tidligere, når karbon brenner ut. Beregninger viser at denne utbrentheten som regel foregår voldsomt, med hydrostatiske forstyrrelser. stjernens likevekt og går inn i en termonukleær eksplosjon med et stort frigjøring av energi.

Men til tross for eksplosiv forbrenning av karbon og oksygen, kan denne komplekse prosessen til syvende og sist fortsatt føre til utvikling av en gassstjerne, og ikke til eksplosjon av en stjerne. Dette forenkles av den intense nøytroniseringen av forbrenningsprodukter (jerngruppekjerner) og de som følger med. energitap på grunn av nøytrinostråling. Intensiteten til disse prosessene øker raskt med økende tetthet i midten av stjernen. Fra beregningene følger det at den termonukleære eksplosjonen av en karbon-oksygenstjerne faktisk forvandles til en gassstjerne hvis sentrum. Tettheten av stjernen før starten av utbrenthet overstiger verdien r c » 10 10 g/cm 3 . Den grunnleggende muligheten for geotermisk bevegelse følger også av en sammenligning av Chandrasekhar-grensen for en jernstjerne () og massen til karbon-oksygenstjernen som vurderes (). Overskuddet av massen til sistnevnte over Chandrasekhar-grensen for fenomenet. en nødvendig betingelse for G. k., og g/cm 3 er en tilstrekkelig betingelse.

Transformasjonen av en termonukleær eksplosjon til en atomeksplosjon er illustrert i fig. 4, som viser endringen over tid av flere radier. lag av en karbon-oksygenstjerne (banen til dens sentrum, punkt CC` er gitt i fig. 2). Ved tiden t = 3,3 s (tiden regnes fra øyeblikket da temp-pa i midten av stjernen nådde en verdi på 6 . 10 8 K, tilstrekkelig for utvikling av eksplosiv termonukleær forbrenning av karbon), avtar radiene til alle lag kraftig, noe som betyr overgangen av eksplosjonen til gassforbrenning.

Den utviklende nøytrinostrålingen er ledsaget av en stadig økende strøm av nøytrinostråling, som delvis overfører sin energi til ytre stoffer. lag av stjernen, akselererer den termonukleære forbrenningen av karbonrester i disse lagene betydelig. En kraftig detonasjon dannes. bølge med positivt materiehastigheter bak fronten tilstrekkelig til å rive av det ytre skallet. En detaljert redegjørelse for denne mekanismen i beregningene viser at energien til ~10 50 erg overføres til det ekspanderende skallet. Så kinetisk. energien til skallet kan øke (men i et mye langsommere tempo, på 10 5 -10 6 s) på grunn av effektene av rotasjon og magnetisk trykk. felt til en verdi på ~10 31 erg, som tilsvarer energien til skallet til en typisk supernova. Hvis sentraltettheten i en karbon-oksygenstjerne er subkritisk (g/cm 3), kan det under termonukleær forbrenning enten stille seg en jernkjerne i den som et resultat av utbrenthet av en del av stoffet, eller et pulserende termonukleært regime. forbrenning av karbon kan utvikle seg, etterfulgt av eksplosjonen av stjernen. Teorien om stjerneutvikling viser at forskjellen i verdiene til sentrum. Tettheten av karbon-oksygenstjerner, som bestemmer deres fremtidige skjebne, kan være forårsaket av forholdene for utvikling av stjerner i nære binære systemer.

Teorien om geofysisk teori fører derfor til den konklusjon at supernovaeksplosjoner er assosiert med kollapsen av lavmasse karbon-oksygenstjerner med en masse på ca. . Ytterligere analyse viser at G. K. med dannelsen av en varm nøytronstjerne og utstøting (i to trinn) av ekstern. skjell kan identifiseres med type I supernovaer. Samtidig kan eksplosjonen av en stjerne uten dannelse av en nøytronstjerne sammenlignes med type II supernovaer. Det skal likevel bemerkes at slike identifikasjoner ikke er helt entydige og utelukker ikke andre alternativer. Teoretisk sett er et geotermisk kosmos mulig uten en supernovaeksplosjon, slik det ble etablert i beregninger av geosyntesen av massive stjernekjerner av jern. I denne prosessen kan en geotermisk syklus ende med fødselen av nøytronstjerner eller sorte hull.

Dessverre er det fortsatt vanskelig å si noe sikkert om dette. frekvensen av ulike utfall av utviklingen av stjerner, og spesielt frekvensen av kjernefysisk utvikling. kjernefysisk evolusjon øker med en nedgang som . I galaksen, ifølge denne statistikken, er antallet «døende» stjerner per år » 1. Men statistikken tar ikke hensyn til prosessene med massetap fra stjerner under evolusjon, så vel som en rekke andre viktige effekter; det overdriver mest sannsynlig frekvensen av geotermisk bevegelse. Samtidig er konklusjonen om det dominerende bidraget fra stjerner med lav masse til antallet stjerner som fullfører utviklingen av gravitasjonskrefter. kollaps virker plausibel. I tillegg bør det understrekes at massen til en stjerne, som diskuteres i teorien om sene utviklingsstadier, faktisk representerer massen til karbon-oksygen-kjernen til en stjerne som har en heterogen gigantisk struktur med en tett kjerne og et sjeldne skall. Fra beregninger av utviklingen av stjerner er det kjent at massen til kjernen er flere. ganger mindre enn massen til hele stjernen (for eksempel tilsvarer en kjernemasse lik stjernens totale masse). Det er fortsatt vanskelig å indikere verdien av den minste massen av kollapsende stjerner, men den må åpenbart overskride Chandrasekhar-jernstjernegrensen ().

Hvis massen til en varm nøytronstjerne er en slik nøytronstjerne etter en kort periode med intens nøytrinoavkjøling (flere titalls sekunder) bør ikke oppleves relativistisk G.K. og kan observeres i form av en kilde til gradvis svekkede termiske røntgenstråler. stråling, og også i lang tid i form av en pulsar med stråling som spenner fra radiobølger til gammastråler.

I teorien om hydrodynamikk er spørsmålet om nøytrinostråling spesielt interessant. Under nøytrinoer sendes nøytrinoer ut i form av en puls som varer 10-30 s v og antinøytrino med total energi). Punkt F indikerer øyeblikket for hydrodynamisk opphør. beregning av G. k. Bokstavene A, B og C indikerer de forskjellige fasene av G. k., som er preget av følgende data: D t - varigheten av den tilsvarende fasen av G. k.

Betyr. Varigheten av nøytrinogløden forklares av det faktum at den viktigste andelen energi slippes ikke ut i prosessen med rask hydrodynamikk. stadium av G. k., og på det påfølgende stadiet av akkresjon av materie eksternt. lag (fase B, fig. 5) og avkjøling av en varm hydrostatisk likevektsnøytronstjerne (fase C). En nøytrinopuls som sendes ut av en stjerne som kollapser i vår galakse, kan i prinsippet oppdages av eksisterende nøytrinostrålingsdetektorer (se). Påvisningen av en nøytrino-puls vil være en direkte observasjonstest av teorien til GC. Spesielt vil det gjøre det mulig å verifisere den viktige konklusjonen av teorien om muligheten for at GC fortsetter uten utstøting av skallet. derfor uten observerbare effekter som supernovaeksplosjoner. Slike prosesser i galaksen kan forekomme, som allerede nevnt, » 1 per år.

I prosessen med geotermisk fusjon av stjernekjerner med en masse som ikke overstiger massen til en kald nøytronstjerne (), er effektene av den generelle relativitetsteorien (GTR) ikke særlig signifikante, selv om de må tas i betraktning i den påfølgende utviklingen av teorien om geotermisk bevegelse. Effektene av generell relativitet er imidlertid av avgjørende betydning for det relativistiske geometriske systemet, utviklingen av massive stjernekjerner ender på Krim.

Tent.: Zeldovich Ya B., Novikov P. D., Theory of gravitation and evolution of stars, M., 1971; Shklovsky I.S., Supernovaer og relaterte problemer, 2. utgave, M., 1976, s. 398 ff.; På forkant av astrofysikk, trans. fra English, M., 1979; Imshennik V.S., Nadezhin D.K., Sluttstadier av utviklingen av stjerner og supernovaeksplosjoner, i boken: Resultater av vitenskap og teknologi. Ser. Astronomy, vol. 21, M., 1982.

(V.S. Umoralsk)

GRAVITASJONSKOLLAPSE
rask komprimering og desintegrering av en interstellar sky eller stjerne under påvirkning av sin egen tyngdekraft. Gravitasjonskollaps er et svært viktig astrofysisk fenomen; den er involvert både i dannelsen av stjerner, stjernehoper og galakser, og i døden til noen av dem. I det interstellare rommet er det mange skyer som hovedsakelig består av hydrogen med en tetthet på ca. 1000 at/cm3, størrelser fra 10 til 100 St. år. Deres struktur og spesielt tettheten endres kontinuerlig under påvirkning av gjensidige kollisjoner, oppvarming av stjernestråling, trykk av magnetiske felt, etc. Når tettheten til en sky eller en del av den blir så stor at tyngdekraften overstiger gasstrykket, begynner skyen å krympe ukontrollert – den kollapser. Små initialtetthetsinhomogeniteter blir sterkere under kollapsprosessen; Som et resultat fragmenterer skyen, dvs. brytes opp i deler, som hver fortsetter å krympe. Generelt sett, når en gass komprimeres, øker dens temperatur og trykk, noe som kan forhindre ytterligere komprimering. Men mens skyen er gjennomsiktig for infrarød stråling, avkjøles den lett, og komprimeringen stopper ikke. Men etter hvert som tettheten til individuelle fragmenter øker, blir avkjølingen vanskeligere og det økende trykket stopper kollapsen - det er slik en stjerne dannes, og hele settet med skyfragmenter som har blitt til stjerner danner en stjernehop. Sammenbruddet av en sky til en stjerne eller stjernehop varer rundt en million år – relativt raskt på en kosmisk skala. Etter dette opprettholder termonukleære reaksjoner som oppstår i stjernens tarm temperatur og trykk, noe som forhindrer kompresjon. Under disse reaksjonene blir lette kjemiske elementer omdannet til tyngre, og frigjør enorm energi (ligner på det som skjer når en hydrogenbombe eksploderer). Den frigjorte energien forlater stjernen i form av stråling. Massive stjerner sender ut veldig intens stråling og brenner "drivstoffet" deres på bare noen få titalls millioner år. Stjerner med lav masse har nok drivstoff til mange milliarder år med sakte brenning.
Før eller senere går en hvilken som helst stjerne tom for drivstoff, termonukleære reaksjoner i kjernen stopper og, fratatt en varmekilde, forblir den prisgitt sin egen tyngdekraft, noe som ubønnhørlig fører stjernen til døden. Hvis, etter å ha mistet konvolutten, resten av stjernen har en masse på mindre enn 1,2 solenergi, så går ikke gravitasjonskollapsen for langt: selv en krympende stjerne fratatt varmekilder får en ny evne til å motstå tyngdekraften. Ved en høy tetthet av materie begynner elektroner å frastøte hverandre intensivt; dette skyldes ikke deres elektriske ladning, men deres kvantemekaniske egenskaper. Det resulterende trykket avhenger bare av stoffets tetthet og avhenger ikke av temperaturen. Fysikere kaller denne egenskapen til elektroner degenerasjon. I stjerner med lav masse kan trykket fra degenerert materie motstå tyngdekraften. Sammentrekningen av en stjerne stopper når den blir omtrent på størrelse med jorden. Slike stjerner kalles hvite dverger fordi de skinner svakt, men umiddelbart etter kompresjon har de en ganske varm (hvit) overflate. Imidlertid synker temperaturen på den hvite dvergen gradvis, og etter flere milliarder år er en slik stjerne allerede vanskelig å legge merke til: den blir en kald, usynlig kropp.
Kollaps av massive stjerner. Hvis massen til stjernen er mer enn 1,2 solar, er ikke trykket av degenererte elektroner i stand til å motstå tyngdekraften, og stjernen kan ikke bli en hvit dverg. Dens ukontrollerbare kollaps fortsetter til stoffet når en tetthet som kan sammenlignes med tettheten til atomkjerner (omtrent 3 * 10 14 g/cm3). I dette tilfellet blir det meste av stoffet til nøytroner, som i likhet med elektroner i en hvit dverg blir degenerert. Trykket av degenerert nøytronmateriale kan stoppe sammentrekningen av en stjerne hvis massen ikke overstiger omtrent 2 solmasser. Den resulterende nøytronstjernen har en diameter på bare ca. 20 km. Når den raske sammentrekningen av en nøytronstjerne plutselig stopper, blir all kinetisk energi til varme og temperaturen stiger til hundrevis av milliarder kelvin. Som et resultat oppstår en gigantisk bluss av stjernen, dens ytre lag kastes ut i høy hastighet, og lysstyrken øker flere milliarder ganger. Astronomer kaller dette en «supernovaeksplosjon». Etter omtrent et år avtar lysstyrken til eksplosjonsproduktene, den utkastede gassen avkjøles gradvis, blander seg med interstellar gass, og blir i påfølgende epoker en del av stjerner fra nye generasjoner. Nøytronstjernen som dukket opp under kollapsen roterer raskt i de første millioner årene og observeres som en variabel emitter – en pulsar. Hvis massen til den kollapsende stjernen betydelig overstiger 2 solar, stopper ikke kompresjonen ved nøytronstjernestadiet, men fortsetter til radiusen minker til flere kilometer. Da øker gravitasjonskraften på overflaten så mye at selv en lysstråle ikke kan forlate stjernen. En stjerne som har kollapset i en slik grad kalles et sort hull. Et slikt astronomisk objekt kan bare studeres teoretisk ved å bruke Einsteins generelle relativitetsteori. Beregninger viser at komprimeringen av det usynlige sorte hullet fortsetter til materien når en uendelig høy tetthet.
Se også PULSAR; SVART hull.
LITTERATUR
Shklovsky I.S., Stjerner: deres fødsel, liv og død. M., 1984

Colliers leksikon. – Åpent samfunn. 2000 .

Se hva "GRAVITATIONAL COLLAPSE" er i andre ordbøker:

Prosessen er hydrodynamisk. kompresjon av kroppen under påvirkning av sin egen. tyngdekrefter. Denne prosessen i naturen er bare mulig i ganske massive kropper, spesielt stjerner. En nødvendig betingelse for G.K. en reduksjon i elastisitet i VA inne i en stjerne, til en sverm fører til ... ... Fysisk leksikon

Katastrofalisk rask kompresjon av massive kropper under påvirkning av gravitasjonskrefter. Gravitasjonskollaps kan avslutte utviklingen av stjerner med en masse som overstiger to solmasser. Etter utmattelse av kjernebrensel i slike stjerner, mister de sine... ... Encyklopedisk ordbok

Modell av mekanismen for gravitasjonskollaps Gravitasjonskollaps er en katastrofalt rask kompresjon av massive kropper under påvirkning av gravitasjonskrefter. Gravitasjon til... Wikipedia

Gravitasjonskollaps- (fra gravitasjon og lat. kollaps falt) (i astrofysikk, astronomi) katastrofalt rask kompresjon av en stjerne i de siste stadiene av evolusjonen under påvirkning av dens egne gravitasjonskrefter, som overstiger de svekkede trykkkreftene til oppvarmet gass (materie) .. ... Begynnelsen til moderne naturvitenskap

Se gravitasjonskollaps... Stor sovjetisk leksikon

Katastrofalisk rask kompresjon av massive kropper under påvirkning av tyngdekraften. styrke GK kan avslutte utviklingen av stjerner med en masse St. to solmasser. Etter utmattelse av kjernebrensel i slike stjerner, mister de sine mekaniske egenskaper. bærekraft og... Naturvitenskap. Encyklopedisk ordbok

Se gravitasjonskollaps... Stor encyklopedisk ordbok

Se gravitasjonskollaps. * * * SAMMENSLUTNING GRAVITASJONSKOLLAPSE GRAVITASJONELL, se gravitasjonskollaps (se GRAVITASJONSKOLLAPSE) ... Encyklopedisk ordbok

Bøker

Einsteins visjon. , Wheeler J.A. , Boken til den fremragende amerikanske fysikeren D. A. Wheeler er viet til en elementær presentasjon av geometrodynamikk - legemliggjørelsen av Einsteins drøm "å redusere all fysikk til geometri." Forfatteren begynner med... Kategori: Matematikk og naturfag Serie: Utgiver: