Що таке гравітаційний колапс | Гравітаційний колапс

Відкриття потужних джерел радіовипромінювання за межами нашої галактики поставило перед сучасною астрономією безліч цікавих питань. Найважливіший їх можна сформулювати так: «Звідки ці джерела радіовипромінювання черпають колосальну енергію». Розрахунки показують, що за час свого життя джерело радіовипромінювання витрачає кількість енергії близько 1060 ерг - це еквівалентно запасу ядерної енергії приблизно сотні мільйонів сонців.

Ф. Хойл та У. Фоулер висунули чудову гіпотезу, згідно з якою джерелом цієї енергії служить гравітаційний колапс (стрімке стиснення) надзірки. Такий об'єкт, що володіє гігантською масою - приблизно в сто мільйонів разів більше за масу Сонця, мав, за припущенням, розташовуватися в центрі галактики.

Незабаром після цього завдяки з'єднаним зусиллям оптичної та радіоастрономії вдалося з'ясувати, що два дуже яскраві схожі на зірки об'єкти є джерелами радіовипромінювань. Один з них, джерело, занесений до третього кембриджського каталогу джерел радіовипромінювань під шифром ЗС 273, є найяскравішим з усіх відомих у Всесвіті об'єктів. Згодом удалося знайти ще кілька аналогічних об'єктів. Наразі відомо вже дев'ять таких джерел радіовипромінювання, схожих на зірки.

Було скликано міжнародний симпозіум з проблеми гравітаційного колапсу. Треба було обговорити багато нових питань, що постали перед вченими; чи є ці незвичайні об'єкти результатом гравітаційного стиску, що протікає зі стрімкістю вибуху? Як гравітаційна енергія перетворюється на радіохвилі? І останній за рахунком, але з важливості, з погляду теоретиків, питання; Чи призводить гравітаційний колапс до необмеженого стиску та появи незвичайних властивостей простору-часу?

Останньому з цих питань і присвячено цю статтю. Сама можливість того, що об'єкти, що володіють настільки колосальною масою, можуть існувати в природі, змусила теоретиків переосмислити їхні погляди, що ґрунтуються на загальній теорії відносності.

ДО БЕЗКОНЕЧНОЇ ЩІЛЬНОСТІ

Уявіть сферичну хмару пилу, кожна частка в якій притягує решту відповідно до ньютонівського. Хмара загалом почне стискатися. Цей процес триватиме доти, доки наберуть чинності інші сили. Припустимо, що інших сил немає. Тоді, як свідчить простий розрахунок, хмара стиснеться в крапку за кінцевий час. Якщо початкова щільність хмари дорівнює одному граму на кубічний сантиметр, то знадобиться приблизно півгодини те щоб хмара стиснулася до нескінченно малих розмірів.

Природно виникає питання: чому всі ті об'єкти, які бачимо навколо, не стискаються під впливом власних гравітаційних сил? Відповідь на це питання очевидна: заважає дія інших сил. Гравітація - дуже слабка сила проти іншими силами. Так, наприклад, сили електричної взаємодії між двома електронами більш ніж у 1040 разів перевищують сили їхньої гравітаційної взаємодії. Тому у звичайних тілах гравітаційний колапс не виникає.

Зовсім інша ситуація складається, проте, у разі об'єктів, які мають колосальну масу, таких, які розглядалися Фоулером і Хойлом. Чим більша маса, тим потужнішими будуть гравітаційні сили. Справді, для таких об'єктів гравітаційні сили настільки великі, що жодна з відомих сил, мабуть, не може запобігти гравітаційному колапсу.

Відповідно до ньютонівської теорії, якщо гравітаційний колапс необмежений, то, отже, вся речовина має концентруватися в крапку і приходити в стан нескінченно великої щільності. Чи маємо право покладатися в даному випадку на ньютонівську теорію?

ЕКСКУРС У ТЕОРІЮ ВІДНОСНОСТІ

Ньютонівська теорія тяжіння, незважаючи на те, що вона чудово описує гравітаційні явища на Землі та в Сонячній системі, не зовсім вільна від логічних труднощів. Так, наприклад, за Ньютоном, гравітаційна взаємодія миттєво: вона поширюється з нескінченною швидкістю, і її результати даються взнаки миттєво. Цей висновок суперечить спеціальної теорії відносності, за якою жодна взаємодія не поширюється швидше, ніж світло. Близько п'ятдесяти років тому Ейнштейн запропонував теорію гравітації, яка узгоджується зі спеціальною теорією відносності і багато в чому сходиться з ньютонівською теорією. Йдеться про загальну теорію відносності.

Загальна теорія відносності використовує ту чудову властивість гравітації, що її не можна «виключити». Гравітація існує і завжди впливає всі матеріальні частки. У цьому плані гравітація відрізняється від інших сил, відомих у фізиці. Електричні сили діють лише на заряджені частинки. Електрон (негативно заряджена частка), протон (позитивно заряджена частка) і нейтрон (частка, позбавлена заряду) будуть по-різному поводитися в електричному полі. У гравітаційному полі вони рухатимуться абсолютно однаково. Це зрозуміло понад триста років тому, коли він казав, що всі тіла, незалежно від їхньої маси, падають з рівною швидкістю.

Ейнштейн, пояснюючи цю властивість гравітації, вважав, що гравітація тісно пов'язана з природою простору та часу. Перший закон Ньютона свідчить, що тіло перебуває у стані рівномірного прямолінійного руху, якщо нього діє зовнішня сила. Припустимо, що ми зробили постріл гармати, встановленої під кутом 45° до вертикалі. Якби не було сили земного тяжіння, снаряд продовжував би рухатися прямою, спрямованою під кутом 45° до вертикалі. Однак дія гравітації змушує снаряд рухатися параболічною траєкторією. Оскільки гравітація є щось таке, чого позбутися неможливо, то немає сенсу говорити про закони руху поза гравітацією. Наведений приклад показує, що за наявності гравітації – і за відсутності будь-яких інших сил – частки рухаються вздовж кривих, а не прямих ліній. Проте ми можемо назвати ці криві лінії «прямими лініями», якщо змінимо закони геометрії. Ось цього й спрямовано загальна теорія відносності. Присутність гравітації дає підставу сказати, що геометрія простору-часу не є евклідовою. Цей висновок і кількісно виражений в рівняннях Ейнштейна.

РІШЕННЯ ШВАРЦШИЛЬДУ

Рівняння Ейнштейна описують як викривлення простору-часу (їх неевклідовий характер) пов'язане з розподілом речовини. Хоча ідеї, покладені в їх основу, прості і витончені і самі рівняння можна записати в компактній формі, точне вирішення будь-якої проблеми загальної теорії відносності - справа виключно складна, в основному через неевклідову природу простору-часу. У результаті вдалося отримати точні рішення лише дуже небагатьох завдань теорії. Одне було отримано 1916 року Карлом Шварцшильдом.

Згідно з цим рішенням, гравітаційне поле на великій відстані від тіла більш-менш точно описується ньютоновою теорією. Іншими словами, вона досить близько узгоджується із законом зворотної пропорційності квадрату відстані. Однак у міру наближення до маси, що притягує, розбіжність стає все більш істотним. Як і можна було очікувати, гравітаційне тяжіння стає дедалі сильнішим. Але – і це не враховує ньютонова теорія – сильному гравітаційному полю супроводжує сильне викривлення геометрій простору-часу.

Розглянемо найбільш яскравий випадок, коли маса, що притягує, зосереджена в точку. При цьому викривлення простору-часу призводить до дуже цікавої ситуації. Виявляється, навколо маси можна побудувати сферу з кінцевим радіусом, відомим під назвою радіуса Шварцшильда (гравітаційного радіусу), яка буде своєрідним бар'єром для сигналів. Жоден фізичний сигнал не зможе вийти зсередини назовні за межі цього бар'єру, проте сигнали ззовні зможуть проникати всередину цієї сфери!

Чи може така ситуація виникнути практично? Так, може, за умови, що тіло настільки мало, що воно знаходиться всередині сфери, описаної гравітаційним радіусом. Тіла, які оточують нас, не задовольняють цю умову. Наприклад, гравітаційний радіус Сонця дорівнює приблизно 3 кілометрам, тоді як дійсний його радіус дорівнює приблизно 700 тисяч кілометрів.

Однак у разі гравітаційного колапсу тіло може стиснутись до розмірів настільки малих, що зрештою воно виявиться усередині гравітаційної сфери. Те, що станеться в цьому випадку, могло б послужити гарною основою для науково-фантастичного роману.

Далі буде.

PS Про що ще говорять британські вчені: про те, що тема гравітаційного колапсу, розширення чи навпаки стиснення нашого Всесвіту часом приваблює не лише вчених астрофізиків, а й філософів, громадських діячів, таких як, наприклад, В'ячеслав Моше Кантор — президент Європейського єврейського конгресу .

Головна компонента затемненої подвійної має абсолютну візуальну величину; болометрична поправка, що відповідає її спектру близько , так що : у Сонця випромінює енергії більше, ніж Сонце, в 2,5121484 = 860 000 разів, але маса її в 19 разів більша за сонячну і тому на 1 г речовини вона випромінює в 45 000 разів більше ніж Сонце. У Сонця на 1 г маси припадає випромінювання. Подібним чином знаходимо, що компонента В візуально-подвійної зірки Kruger 60 випромінює на 1 г речовини в 80 разів менше, ніж Сонце, тобто для неї . Ще менше питоме проміння у Сиріуса В - білого карлика: . Тим часом середня температура Т зірки змінюється у тих самих зірок (крім, можливо, білого карлика) незрівнянно менше (див. с. 196). Важко наперед припустити, що у всіх трьох випадках механізм генерації енергії однаковий, але якщо він один і той самий, то, очевидно, він дуже чутливий до змін фізичних умов усередині зірки, зокрема, температури. З різних можливих видів генерації енергії у зірках мають значення два наступні:

а) гравітаційний стиск,

б) термоядерні процеси.

Гравітаційний стиск

Якщо розріджена куля стискається, його потенційна енергія зменшується [див. (15.8)]; це зменшення йде збільшення кінетичної енергії частинок кулі, т. е. збільшення температури, коли куля - газовий (див. (15.9)).

Внутрішня теплова енергія ідеального газу, що досягла температури, дорівнює на 1 г. Для всієї зірки це буде

Інтеграл дорівнює. Підставляючи сюди замість вираз його з (15.9), в якому , і приєднуючи з (15.8) вираз для потенційної енергії, легко отримаємо

Повна енергія

Для одноатомного газу і, отже, нехтуючи у зірки тиском випромінювання (для якого), матимемо

т. е. повна енергія дорівнює половині потенційної та її зміна становить лише половину зміни потенційної енергії.

Досить широка за застосовністю політропна модель має потенційну енергію.

Тут n - клас політропії (при енергія стає позитивною, тобто куля має нескінченно великі розміри) і для конвективної моделі

а для стандартної моделі

Швидкість зміни енергії очевидно, слід ототожнити зі світністю зірки на стадії стиснення:

Як очевидно з рівності (17.4). зміни повної енергії, які ми прирівнюємо до (17.8) світності, становлять лише половину зміни потенційної енергії зірки. Інша половина йде на її розігрівання.

Якщо підставити в праву частину (17.9) замість L випромінювання Сонця, а замість R - масу і радіус Сонця, то матимемо

(17.10)

Поставившись формально до останнього розрахунку, ми можемо сказати, що якщо припускати Сонце, що стискається, то за нинішніх характеристик Сонця для відшкодування втрати тепла променевипусканням радіуса Сонця «вистачить» лише на років. По суті ми повинні сказати, що при гравітаційному стисканні Сонце змінюється істотно за 25 млн років. Але геологічна історія Землі вчить нас, що Сонце більш менш незмінно опромінює Землю близько 3 млрд років і, отже, зазначена тимчасова шкала близько 20 млн років, так звана контракційна шкала часу Кельвіна - Гельмгольца, для пояснення сучасної еволюції Сонця не годиться. Вона цілком підходить для еволюції зірок, що конденсуються, при їх розігріванні під час стиснення, поки розігрів не став настільки сильним, що вступили в дію термоядерні реакції.

У космосі відбувається багато дивовижних речей, у яких з'являються нові зірки, зникають старі і формуються чорні дірки. Одним із чудових та загадкових явищ виступає гравітаційний колапс, який закінчує еволюцію зірок.

Зоряна еволюція - це цикл змін, що проходить зіркою за період її існування (мільйони чи мільярд років). Коли водень у ній закінчується і перетворюється на гелій, формується гелієве ядро, а сам починає перетворюватися на червоного гіганта - зірку пізніх спектральних класів, яка має високу світність. Їх маса може у 70 разів перевищувати масу Сонця. Дуже яскраві надгіганти називаються гіпергігантами. Крім високої яскравості, вони відрізняються коротким періодом існування.

Сутність колапсу

Це вважається кінцевою точкою еволюції зірок, вага яких становить більше трьох сонячних мас (вага Сонця). Ця величина використовується в астрономії та фізиці з метою визначення ваги інших космічних тіл. Колапс відбувається у тому випадку, коли гравітаційні сили змушують величезні космічні тіла з великою масою дуже швидко стискатися.

У зірках вагою понад три маси Сонця є достатньо матеріалу для тривалих термоядерних реакцій. Коли субстанція закінчується, припиняється термоядерна реакція, а зірки перестають бути механічно стійкими. Це призводить до того, що вони із надзвуковою швидкістю починають стискатися до центру.

Нейтронні зірки

Коли зірки стискаються, це призводить до виникнення внутрішнього тиску. Якщо воно росте з достатньою силою для того, щоб зупинити гравітаційне стиснення, з'являється нейтронна зірка.

Таке космічне тіло має просту структуру. Зірка складається із серцевини, яку покриває кора, а вона, у свою чергу, формується з електронів та ядер атомів. Її товщина дорівнює приблизно 1 км і є відносно тонкою, якщо порівнювати з іншими тілами, що зустрічаються у космосі.

Вага нейтронних зірок дорівнює вазі Сонця. Відмінність між ними полягає в тому, що радіус у них невеликий – не більше 20 км. Усередині них взаємодіють один з одним атомні ядра, формуючи таким чином ядерну матерію. Саме тиск із її боку не дає нейтронній зірці стискатися далі. Цей тип зірок відрізняється дуже високою швидкістю обертання. Вони здатні здійснювати сотні обертів протягом однієї секунди. Процес народження починається зі спалаху наднового, який виникає під час гравітаційного колапсу зірки.

Наднові

Спалах наднової є явищем різкої зміни яскравості зірки. Далі зірка починає повільно та поступово згасати. Так закінчується остання стадія гравітаційного колапсу. Весь катаклізм супроводжується виділенням величезної кількості енергії.

Слід зазначити, що жителі Землі можуть побачити цей феномен лише постфактуму. Світло досягає нашої планети через довгий період після того, як стався спалах. Це спричинило виникнення складнощів щодо природи наднових.

Охолодження нейтронної зірки

Після закінчення гравітаційного стиснення, у результаті якого сформувалася нейтронна зірка, її температура дуже висока (набагато вище, ніж температура Сонця). Охолоджується зірка завдяки нейтринному охолодженню.

Протягом кількох хвилин їх температура може опуститися у 100 разів. Протягом наступних ста років - ще в 10 разів. Після того, як знижується, процес її охолодження суттєво уповільнюється.

Межа Оппенгеймера-Волкова

З одного боку, цей показник відображає максимально можливу вагу нейтронної зірки, при якому гравітація компенсується нейтронним газом. Це не дозволяє гравітаційному колапсу закінчитися появою чорної діри. З іншого боку, так звана межа Оппенгеймера-Волкова є водночас і нижнім порогом ваги чорної дірки, які були утворені під час зіркової еволюції.

Через ряд неточностей важко визначити точне значення цього параметра. Однак передбачається, що воно знаходиться в діапазоні від 2,5 до 3 мас Сонця. На даний момент вчені стверджують, що найважчою нейтронною зіркою є J0348+0432. Її вага становить понад дві маси Сонця. Вага найлегшої чорної дірки становить 5-10 сонячних мас. Астрофізики заявляють про те, що ці дані є експериментальними і стосуються лише на даний момент відомих нейтронних зірок та чорних дірок і припускають можливість існування масивніших.

Чорні діри

Чорна діра - це один із найдивовижніших феноменів, які зустрічаються в космосі. Вона є область простору-часу, де гравітаційне тяжіння не дозволяє жодним об'єктам вийти з неї. Залишити її не здатні навіть тіла, які можуть рухатися зі швидкістю світла (у тому числі і кванти самого світла). До 1967 року чорні дірки називалися «застиглими зірками», «колапсарами» і «зірками, що сколапсували».

Чорна діра має протилежність. Вона називається білою діркою. Як відомо, із чорної діри неможливо вибратися. Щодо білих, то в них не можна проникнути.

Крім гравітаційного колапсу, причиною утворення чорної діри може бути колапс у центрі галактики чи протогалактичного ока. Існує також теорія, що чорні дірки з'явилися в результаті Великого Вибуху, як і наша планета. Вчені називають їх первинними.

У нашій Галактиці є одна чорна діра, яка, на думку астрофізиків, утворилася через гравітаційний колапс надмасивних об'єктів. Вчені стверджують, що подібні дірки формують ядра безлічі галактик.

Астрономи Сполучених Штатів Америки припускають, що розмір великих чорних дірок може бути суттєво недооцінений. Їх припущення ґрунтуються на тому, що для досягнення зірками тієї швидкості, з якою вони рухаються по галактиці М87, що знаходиться в 50 мільйонах світлових років від нашої планети, маса чорної дірки в центрі галактики М87 має бути не менше ніж 6,5 мільярда мас Сонця. На даний момент прийнято вважати, що вага найбільшої чорної діри становить 3 мільярди сонячних мас, тобто більш ніж вдвічі менше.

Синтез чорних дірок

Існує теорія, що ці об'єкти можуть з'являтися внаслідок ядерних реакцій. Вчені дали їм назву квантові чорні дари. Їхній мінімальний діаметр становить 10 -18 м, а найменша маса - 10 -5 г.

Для синтезу мікроскопічних чорних дірок було побудовано Великий адронний колайдер. Передбачалося, що з його допомогою вдасться не тільки синтезувати чорну дірку, а й змоделювати Великий Вибух, що дозволило б відтворити процес утворення багатьох космічних об'єктів, у тому числі й планети Земля. Проте експеримент провалився, оскільки енергії для створення чорних дірок не вистачило.

Г. к. зірки - катастрофічно швидке її стиск під дією власних. сил тяжіння - може статися після припинення центру. області зірки термоядерних реакцій З виснаженням у зірці запасів ядерної енергії та згасанням центрального джерела енергії безпосередньо порушується її теплова, а потім і гідростатична (механічна) рівновага. При цьому послаблюються сили, що протидіють тяжінню і виникають умови для швидкого стиснення зірки. Р. до. розглядають як один з можливих шляхів завершення (з 1,2 \mathfrak M_odot$", що призводить до утворення нейтронних зірок або навіть (в випадок релятивістського Г. к.) чорних дірок Викид зовнішніх шарів зірки, можливий при Г. к. її центральної області, призводить до появи .

Термоядерні реакції служать джерелом енергії зірки та забезпечують у ній гідростатич. і теплове рівновагу до освіти її центр. області атомних ядер групи заліза. .Ці ядра мають найбільшу на нуклон, отже синтез ядер більш важких, ніж ядра заліза, не супроводжується виділенням енергії, а, навпаки, вимагає витрат енергії. Позбавлена з цього моменту термоядерних джерел енергії, зірка не може компенсувати втрати енергії в зовнішній простір, тим більше, що до кінця "термоядерного" етапу еволюції ці втрати надзвичайно зростають. До звичайних втрат енергії з поверхні зірки (випускання фотонів фотосферою зірки) тут додаються об'ємні втрати енергії, зумовлені інтенсивним випромінюванням ( v) та антинейтрино () центр. областю зірки. Об'ємні втрати енергії, як показують розрахунки еволюції зірок, стають переважаючими над втратами з поверхні за темп-pax у центрі зірки . Для пізньої стадії ядерної еволюції досить масивної зірки ця умова виконується з надлишком - при синтезі ядер групи заліза темп-pa в центрі зірки досягає 3 . 10 9 К. У маломасивних зірок, з масою біля нижньої межі , темп-pa в центрі в кінці ядерної еволюції теж досягає значення і об'ємні втрати енергії у вигляді нейтринного випромінювання стають основними.

Некомпенсовані втрати енергії порушують рівновагу зірки. Створюються умови стиснення її центр. області під впливом прив. сил тяжіння. Зірка витрачає тепер, що виділяється при стисканні. Темп-pa в зірці, що стискається, зростає (див. ). Спочатку стиск зірки йде повільно, отже умова гідростатич. рівноваги ще виконується. Нарешті, темп-ра досягає таких високих значень,» (5-10) . 10 9 До того, що ядра групи заліза втрачають стійкість. Вони розпадаються на ядра гелію, нейтрони і протони (на першому етапі розпаду 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124,4 МеВ, а при подальшому зростанні темп-ри розпадаються і ядра Не: 4 2 Не ® 2n + 2р - 26,21 МеВ). Розпад ядер вимагає означає. витрат енергії, тому що є як би весь ланцюг термоядерних реакцій синтезу від водню до заліза, але що йде у зворотному напрямку (не з виділенням, а з поглинанням енергії). Темп-pa в надрах зірки все ж таки зростає (за рахунок гравітації. Стиснення), але через розпад ядер заліза, що вимагає витрат енергії, не так швидко, як це було б необхідно для призупинення стиснення. Внаслідок втрат енергії на нейтринне випромінювання та розпаду ядер відбувається своєрідний вибух зірки – вибух усередину (іноді в науковій літературі його зв. імплозією, на відміну від експлозії – вибуху назовні, викликаного швидким вивільненням енергії). При імплозії речовина центр. області зірки падає до центру зі швидкістю, наближеною до швидкості вільного падіння. Виникаюча при цьому гідродинамічна хвиля розрідження послідовно втягує в режим падіння все більш віддалені від центру шари зірки. Початок Р. до. за певних умов може загальмуватися або навіть зупинитися, але в ряді випадків може продовжуватися, переходячи в т.з. .

З'ясування всього комплексу умов, що призводять до Р. до., завдання дуже складне. Один із важливих етапів вирішення цього завдання – дослідження умов гідростатич. рівноваги на пізніх стадіях еволюції зірки із залученням ур-ня стану речовини у зірці.

На всьому протязі еволюції. розвитку зірки, що з термоядерними реакціями до її центр. області, у зірці за рідкісним винятком підтримується гідростатич. рівновагу. Воно полягає в рівності (у кожній точці зірки і в будь-який момент часу) сил тяжіння та сил відштовхування частинок речовини, обумовлених тиском р, F - = -D р/D r [тут фігурують абс. величини цих сил, r - відстань від центру до розглянутої точки зірки, - маса всередині сфери радіуса r, р - щільність речовини, -D р/D r - наближений вираз радіальної складової градієнта тиску в околиці точки, що розглядається]. Усереднене для всієї зірки загалом ур-ня гідростатич. рівноваги можна приблизно записати у вигляді:

де і R - повна маса і радіус зірки, r с і р с - щільність та тиск у центрі зірки. Це ур-ня дозволяє, зокрема, оцінити темп-ру Т біля центру зірки. Якщо прийняти, що речовина там підкоряється ур-нію стану ідеального газу, то , де m - молекулярна маса речовини зірки, R 0 - універсальна. Для зірок типу Сонця Т з ~10 7 К, для колапсуючих (більш масивних) зірок вона набагато вище. На рис. 1 показана можлива схема еволюції. шляху масивної зірки () від її народження з газово-пылевого хмари досі повного виснаження у її центр. області термоядерного палива та настання Г. к. (точка розгалуження).

Еволюція зірки після "вимикання" термоядерних джерел енергії, строго кажучи, може йти двома шляхами: за збереження гідростатич. рівноваги та гідродинамічні. шляхом, коли сили тяжіння стануть значно переважаючими (F + >F -). Шлях, по якому піде еволюція зірки, залежить від того, як тиск речовини зірки змінюється зі зміною темп-ри і щільності, тобто від ур-ня стану речовини. Якщо збільшення щільності при стисканні речовини силами тяжіння не супроводжується досить інтенсивним зростанням тиску, то у зірці створюються передумови порушення гідростатич. рівноваги та розвитку Г. к. Зв'язок тиску із щільністю у разі швидкого стиснення речовини (має характер) має вигляд: р с ~ r g c (g називається показником адіабати).

У свою чергу щільність речовини визначається розмірами зірки r c ~ 1/R 3 . Вираз для сил відштовхування може бути записаний, отже, як:

Залежність сил тяжіння від радіусу зірки дається співвідношенням:

Зі співвідношень (2) і (3) видно, що сили тяжіння швидше наростають із зменшенням радіусу зірки в порівнянні з силами тиску, якщо

5 > 1 + 3g або g< 4 / 3 (4),

При 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) гідростатич. рівновага стійка: ущільнення, що випадково виникли, будуть розсмоктуватися і згасати. У суворій теорії гідростатич. стійкості зірок враховують неоднаковість g для різних верств зірки. Фактично умови Р. до. настають, коли у центр. області g< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. На рис. 2 наведено результати теоретич. розрахунків величини g в залежності від щільності та температури речовини. Проведені лінії рівня g = 4/3 виразно виділяють "яр нестійкості" (область з g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

Рис. 2. Діаграма взаємних перетворень різних частинок зоряної речовини та її пружних властивостей залежно від щільності (r) і темп-ри (Тс). Області найменшої пружності речовини (з показником адіабати g хв = 1,0 і 1,06) лежать поблизу перетину ліній рівних вагових концентрацій X: I - ядер заліза та гелію (ліворуч від лінії переважають ядра заліза, праворуч - гелію, на самій лінії X Fe = X He); II - електрон-позитронних пар та атомних електронів (вище цієї лінії переважають електрони); III - нейтронів та протонів (вище лінії переважають нейтрони); IV - ядер заліза і нейтронів (вище і правіше лінії переважають нейтрони). На діаграмі зображені шляхи центральних точок зірок: з масою - штрихова лінія AА з початком гравітаційного колапсу в точці А; з масою - штрихова лінія ВВ з початком гравітаційного колапсу в точці В; з масою – штрих-пунктирна лінія СС` (точка С – початок вуглецевого термоядерного вибуху). Замкненими штриховими лініями зі значенням g = 1,1 оточені області підвищеної нестійкості; лінією, відтіненою штрихами, позначений "яр нестійкості" з g< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

Виявлення фіз. процесів, що призводять до значень показника 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".

Поряд з перетвореннями частинок, які протікають з рівною ймовірністю в прямому і зворотному напрямках (так що вони врівноважують один одного), в кінці термоядерної стадії еволюції зірок означає. інтенсивності досягають бета-перетворення. У бета-перетвореннях обов'язково беруть участь нейтрино і антинейтрино, які відразу ж після свого народження залишають зірку (для них товща зірки прозора). Тому бета-перетворення мають односторонній характер – реакцій взаємодії нейтрино та антинейтрино з к.-л. іншими частинками (напр., захоплення нейтрино протоном) у зірці немає. Односторонній характер бета-перетворень означає, що у зоряній речовині немає повного . Кількісно внесок бета-перетворень особливо суттєвий у лівій верхній частині "яру нестійкості", куди можуть потрапити менш масивні зірки, с. Через відсутність термодинаміч. рівноваги зображені у цій частині рис. 2 лінії мають умовний характер (вони були фактично обчислені з використанням дуже грубого наближення). Суворе визначення фіз. умов при суттєвому вкладі бета-перетворень вимагає послідовного розрахунку їхньої кінетики, самоузгодженого з розрахунком еволюції та Р. к. зірки. Проте міг би встановлюватися т. зв. кінетич. рівновагу, в якому врівноважувалися б всі бета-перетворення, за винятком тих, які могли б бути викликані вільно відлітають нейтрино і антинейтрино. При такій рівновазі для швидких гідродинамічних обурень, за якими не встигають бета-перетворення, "яр нестійкості" меліє і звужується. А це означає, що можуть розвиватися лише нестійкості з характерним часом бета-перетворень. Тому у маломасивних зірок Р. до. повинен розвиватися порівняно повільно. У випадку завдання розвитку Р. до. слід вирішувати з урахуванням кінетики всіх бета-перетворень.

У будь-якому випадку речовина зірки, потрапляючи в "яр нестійкості", втрачає пружність, і зірка, в кінцевому рахунку, не може протидіяти силам тяжіння, що веде до розвитку Г. к. Суворі розрахунки для зірки з масою (маса залізного ядра , інше - киснева зовніш. оболонка) показують зупинку Р. до. при досягненні в центрі зірки щільності r з ~ 10 13 г/см 3 і температури Т з ~ 10 11 К. Після зупинки Р. до. починається процес утворення гарячої нейтронної зірки. При цьому триває досить повільне збільшення (вся швидка стадія Р. до. до зупинки характеризується гідродинам. часом ~0,1 с) центр. щільності до r з ~10 15 г/см 3 і темп-ри Т з ~ 10 12 К (за час »3с). Потім відбувається ще більш повільний процес охолодження гарячої нейтронної зірки, що завершується утворенням холодної нейтронної зірки, для якої маса ще допустима (див. ).

Такий же розрахунок (в рамках тієї ж фіз. моделі) Р. до. масивної зірки, з (з них маса залізного ядра, інше - киснева зовніш. оболонка), призводить до іншого результату. Зупинки Г. до. не виходить, і швидка гідродинамічна. стадія Р. до. продовжується релятивістським Р. до., тобто зірка перетворюється на чорну дірку. На рис. 2 нанесені траєкторії центр. точки зірки для обох обговорюваних розрахунків Р. к.: (BB `) та (АА`). Видно, що зупинка Г. к. у разі BB відбувається після перетину траєкторії центру зірки з правою (зовнішньою) межею "яру нестійкості", де показник адіабати g = 4 / 3 . У точці зупинки показник g >> 4/3. У разі АА `траєкторія проходить (рис. 2) правіше траєкторії ВВ`, і, незважаючи на те що g > 4/3 після перетину "яру нестійкості", Г. до. навіть не гальмується. Т. о., за наявності потужного нейтринного випромінювання збільшення пружності зоряної речовини ще недостатньо для зупинки Р. до.

До фіз. причин, що викликають зупинку Г. к. у разі, слід віднести насамперед припинення всіх процесів взаємного перетворення частинок, що йдуть з витратою енергії, та утворення великої кількості нуклонів з ядер групи заліза та ядер гелію. Утворений нуклонний газ (з надлишком частково вироджених нейтронів) значно підвищує пружність речовини, при температурі надр Т з > 10 10 К (значення g для такого газу наближається до 5/3). Не менш важливим фактором слід вважати непрозорість товщі зірки, що виникає на певному етапі стиснення, для нейтринного випромінювання. Нейтрино і антинейтрино, які безперешкодно йшли до цього з зірки, в нових умовах поглинатимуться речовиною зірки. В результаті сумарні втрати енергії у зірки зменшаться, до того ж одночасно перенесення енергії, що виникає, нейтринним випромінюванням з центру зірки в її зовніш. шари може безпосередньо утруднити Г. до. шарів зірки. Можна вважати, що виникнення нейтринної непрозорості на такій стадії Г. до., коли відновилася достатня пружність речовини (g > 4/3), сприяє зупинці Г. до. однією з головних завдань у дослідженні Р. до. У принципі зупинці Р. до. можуть сприяти також обертання та магн. поле зірки, але кількісно ці важливі ефекти поки що врахувати досить важко.

До моменту зупинки Р. до. у зірки утворюється різко виражена гетерогенна структура: сильно стисле ядро з масою і порівняно мало стиснута з початку Р. к. оболонка, що містить решту маси зірки. Як показують розрахунки, після зупинки Р. до. центральної області зірки зовніш. шари продовжують падати до центру і, натрапивши на щільне ядро, швидко гальмуються. Гальмування падаючого, або акрецірующего (див. ), речовини здійснюється в області ударного стрибка на межі ядра і оболонки, що падає. При досить різкій зупинці стиснення ядра цей стрибок може перетворитися на потужну , що розповсюджується від межі ядра до периферії зірки. На рис. 3, побудованому на основі одного з розрахунків Р. до. з дуже різкою зупинкою для зірки показано, як у міру поширення ударної хвилі рух речовини до центру гальмується і змінюється розльотом назовні. Спочатку (рис. 3) ударна хвиля сформувалася як ударний стрибок при на момент 0,56с. Вона продовжує існувати до моменту 1,75с як ударного стрибка, поки речовина її фронтом повністю гальмується. Надалі відбувається поширення ударної хвилі. Її швидкість зростає з наближенням фронту хвилі до поверхні зірки, тому що вона рухається із щільних до все більш розріджених шарів речовини. Ударна хвиля прискорюється також рахунок детонації ядерного палива у внеш. шари зірки. основ. процесом такого роду, що враховується у розрахунку, явл. перетворення ядер 2 16 8 O 32 16 S + 16,54 МеВ. Зрештою, ударна хвиля може викликати відрив частини оболонки від зірки. Приблизно так міг би відбуватися спалах наднової зірки.

Рис. 3. Розподіл швидкостей і руху шарів зірки з маскою в залежності від величини , (Тобто частки маси зірки, розташованої глибше даного шару) в різні моменти гравітаційного колапсу. Початок відліку часу умовний. Найкрутіша ділянка кривих є фронтом ударної хвилі, що поширюється до поверхні зірки. На кривій для моменту часу 37,6 с відмічена параболічна швидкість (відриву зовнішніх шарів), рівна в даному випадку 3,5 . 10 3 км/с. Усі шари зірки правіше цієї точки утворюють згодом скинуту оболонку.

Але в більш послідовних розрахунках Р. до. із зупинкою досить потужної ударної хвилі зі скільки-небудь значної кінетич. енергією розльоту шарів, що відірвалися, не виходить. У розрахунку Р. до. для зірки з масою (випадок ВВ` на рис. 2) взагалі не вийшло жодного викиду зовніш. шарів, навіть з урахуванням ефекту обертання. Спостереження ж, навпаки, свідчать про тісний зв'язок нейтронних зірок-пульсарів та спалахів наднових. З цієї точки зору особливий інтерес представляють дослідження Г. до. для зірок малих мас, що наближаються до т.з. (Для залізної зірки і для вуглецевої). Справа в тому, що в цих дослідженнях було виявлено ефективний механізм викиду оболонки зірки (див. розділ 4). На рис. 2 нанесена траєкторія СС`, що зображує Г. к. для центру зірки з масою к-рий супроводжується викидом зовніш. шарів (якостей. бік цього ефекту пояснює рис. 3).

Вище говорилося, що головним механізмом, що призводить до втрати гідростатич. стійкості маломасивних зірок, явл. бета-перетворення, а точніше - захоплення електронів ядрами та протонами, тобто речовини. Зрозуміло, що процес нейтронізації сприятиме Р. до., оскільки при захопленні електронів знижується електронне тиск, а також виноситься із зірки у вигляді нейтрино певна енергія. Зауважимо, що всередині маломасивної зірки тиск електронів – осн. частина тиску речовини (див. початок траєкторії СС на рис. 2). Р. до. маломасивних зірок відрізняється від Р. до. масивних зірок ще в одному відношенні. Після "згоряння" гелію та утворення вуглецево-кисневого ядра зірки (рис. 1) її подальша еволюція протікає по-різному залежно від маси ядра, що утворився. Р. до. масивних зірок, з , розвивається (після утворення залізного ядра зірки) так, як було описано на прикладі Р. до. зірок з і з . У маломасивних зірках, з , Г. до. може початися раніше, при вигорянні вуглецю. Розрахунки показують, що це вигоряння протікає, як правило, бурхливо, з порушенням гідростатич. рівноваги зірки і переходить у термоядерний вибух із великим виділенням енергії.

Однак, незважаючи на вибухове горіння вуглецю та кисню, цей складний процес у кінцевому рахунку може привести все-таки до розвитку Г. до., а не до вибуху зірки. Цьому сприяють інтенсивна нейтронізація продуктів горіння (ядер групи заліза) і супроводжують її значить. втрати енергії рахунок нейтринного випромінювання. Інтенсивність зазначених процесів швидко зростає із збільшенням густини в центрі зірки. З розрахунків випливає, що термоядерний вибух вуглецево-кисневої зірки дійсно переходить у Г. к. якщо центр. щільність зірки до початку вигоряння перевищує значення r з 10 10 г/см 3 . Принципова можливість Р. до. також випливає з порівняння чандрасекарівської межі для залізної зірки () н маси вуглецево-кисневої зірки (), що розглядається. Перевищення маси останньої над чандрасекарівською межею явл. необхідною умовою Р. до., а г/см 3 - достатньою умовою.

Перетворення термоядерного вибуху на Р. до. ілюструє рис. 4, де зображено зміну з часом радіусів дек. шарів вуглецево-кисневої зірки (траєкторія її центр, точки СС` дана на рис. 2). У момент часу t = 3,3 с (час відраховується від моменту, коли темп-pa у центрі зірки досягла значення 6 . 10 8 До, достатнього для розвитку вибухового термоядерного горіння (вуглецю) радіуси всіх шарів різко зменшуються, що означає перехід вибуху в Г. до.

Розвивається Г. до. супроводжується все зростаючим потоком нейтринного випромінювання, який, частково передаючи свою енергію речовині зовніш. шарів зірки значно прискорює термоядерне горіння залишків вуглецю в цих шарах. Формується потужна детонація. хвиля з покласти. швидкостями речовини за фронтом, достатніми для відриву зовнішньої оболонки. Детальний облік цього механізму в розрахунках і показує, що оболонці, що розлітається, передається енергія ~10 50 ерг. Потім кінетич. енергія оболонки може збільшитися (але вже в більш повільному темпі, за 10 5 -10 6 с) за рахунок ефектів обертання та тиску магн. поля до величини ~10 31 ерг, що відповідає енергії оболонки типової наднової зірки. Якщо в углеродно-кисневій зірці центральна щільність докритична ( г/см 3), то при термоядерному горінні в ній може або спокійно утворитися залізне ядро в результаті вигоряння частини речовини, або розвинутися пульсаційний режим термоядерного горіння вуглецю з наступним вибухом зірки. Теорія еволюції зірок показує, що різниця у значеннях центр. густини вуглецево-кисневих зірок, що визначає їх подальшу долю, може бути викликано умовами розвитку зірок у складі тісних подвійних систем.

Теорія Р. до. призводить, отже, висновку, що з спалахами наднових пов'язаний колапс маломасивних вуглецево-кисневих зірок, з масою бл. . Доповнить. аналіз показує, що Р. до. з утворенням гарячої нейтронної зірки та викидом (у два етапи) зовніш. оболонки можна ототожнити з надновими І типу. У той же час вибух зірки без утворення нейтронної зірки можна поставити у відповідність до наднових II типу. Слід все ж таки помітити, що такі ототожнення не цілком однозначні і не виключають інших варіантів. Теоретично можливий Р. до. без спалаху наднової, як це було встановлено в розрахунках Р. к. масивних залізних ядер зірок. При цьому процесі Р. до. може завершуватися народженням нейтронних зірок або чорних дірок.

На жаль, поки що важко сказати що-небудь певне про відносить. частоті різних результатів еволюції зірок, і зокрема про частоту Г. к. Існуюча статистика зірок стверджує, що число зірок з закінчують свою ядерну еволюцію, зростає зі зменшенням . У Галактиці, згідно з цією статистикою, для число "вмираючих" зірок за рік становить »1. Але статистика не враховує процесів втрати маси зірками в ході еволюції, а також ряд ін. важливих ефектів, вона, найімовірніше, перебільшує частоту Р. до. У той же час висновок про переважний внесок зірок малих мас до зірок, що завершують еволюцію гравітацій. колапсом, здається правдоподібним. Крім того, слід підкреслити, що маса зірки, про яку йдеться в теорії пізніх стадій еволюції, насправді являє собою масу вуглецево-кисневого ядра зірки, що має гетерогенну структуру гіганта з щільним ядром і розрідженою оболонкою. З розрахунків еволюції зірок відомо, що маса ядра в дек. разів менше маси всієї зірки (напр., маса ядра, рівна, відповідає повній масі зірки). Поки важко вказати значення найменшої маси зірок, що колапсують, але воно, очевидно, повинно перевищувати чандрасекарівську межу залізної зірки ().

Якщо маса гарячої нейтронної зірки така нейтронна зірка після короткого періоду інтенсивного нейтринного охолодження (дек. десятків секунд) не повинна відчувати релятивістської Г. к. і може спостерігатися у вигляді джерела теплового рентг, що поступово слабшає. випромінювання, а також довгий час у вигляді пульсара з випромінюванням в діапазоні від радіохвиль до гамма-променів.

Теоретично Р. до. особливо цікаве питання нейтринному випромінюванні. В ході Р. до. випромінюються у вигляді імпульсу тривалістю 10-30 з нейтрино vта антинейтрино з повною енергією). Точка F вказує момент припинення гідродинаміч. розрахунку Р. до. Літерами А, В і С позначені різні фази Р. до., які характеризуються такими даними: D t - Тривалість відповідної фази Г. до.

Значить. тривалість нейтринного світіння пояснюється тим, що осн. частка енергії випромінюється не в процесі швидкої гідродинаміч. стадії Р. до., але в наступної стадії аккреції речовини внеш. шарів (фаза В, рис. 5) та охолодження гарячої гідростатично рівноважної нейтронної зірки (фаза С). Нейтринний імпульс, випромінюваний колапсирующей у межах нашої Галактики зіркою, може бути зареєстрований на наявних вже детекторах нейтринного випромінювання (див. ). Виявлення нейтринного імпульсу стало б безпосередньою спостережною перевіркою теорії Р. до. Зокрема, воно дозволило б перевірити важливий висновок теорії про можливість Р. до., що протікає без скидання оболонки і, отже, без ефектів, що спостерігаються типу спалахів наднових. Таких процесів у Галактиці може відбуватися, як уже говорилося, »1 на рік.

У процесі Р. до. зоряних ядер з масою, що не перевищує масу холодної нейтронної зірки (), ефекти загальної теорії відносності (ОТО) не дуже суттєві, хоча їх потрібно буде враховувати при подальшому розвитку теорії Р. до. для релятивістського Р. до., яким закінчується еволюція масивних зоряних ядер.

Літ.: Зельдович Я. Би., Новіков П. Д., Теорія тяжіння та еволюція зірок, М., 1971; Шкловський І. С., Наднові зірки та пов'язані з ними проблеми, 2 видавництва, М., 1976, с. 398 та посл.; На передньому краї астрофізики, пров. з англ., М., 1979; Імшенник В. С., Надій Д. К., Кінцеві стадії еволюції зірок і спалахи наднових, в кн.: Підсумки науки н техніки. Сер. Астрономія, т. 21, М., 1982.

(В.С. Імшенник)

ГРАВІТАЦІЙНИЙ КОЛАПС
швидке стиснення та розпад міжзоряної хмари або зірки під дією власної сили тяжіння. Гравітаційний колапс – дуже важливе астрофізичне явище; він бере участь як у формуванні зірок, зоряних скупчень і галактик, і у загибелі деяких із них. У міжзоряному просторі існує безліч хмар, що складаються з водню щільністю ок. 1000 ат/см3, розміром від 10 до 100 св. років. Їх структура і, зокрема, щільність безперервно змінюються під впливом взаємних зіткнень, нагрівання зоряним випромінюванням, тиску магнітних полів тощо. Коли щільність хмари чи її частини стає настільки великою, що гравітація перевершує газовий тиск, хмара починає нестримно стискатися - вона колапсує. Невеликі початкові неоднорідності густини в процесі колапсу посилюються; у результаті хмара фрагментує, тобто. розпадається на частини, кожна з яких продовжує стискатися. Загалом кажучи, при стисканні газу зростають його температура і тиск, що може перешкоджати подальшому стиску. Але поки хмара прозора для інфрачервоного випромінювання, вона легко остигає, і стиск не припиняється. Однак у міру наростання щільності окремих фрагментів їх остигання утрудняється і зростаючий тиск зупиняє колапс - так утворюється зірка, а вся сукупність фрагментів хмари, що перетворилися на зірки, утворює зоряне скупчення. Колапс хмари в зірку або в зіркове скупчення триває близько мільйона років - порівняно швидко за космічними масштабами. Після цього термоядерні реакції, що відбуваються в надрах зірки, підтримують температуру та тиск, що перешкоджає стиску. У ході цих реакцій легкі хімічні елементи перетворюються на важчі з виділенням величезної енергії (подібне відбувається під час вибуху водневої бомби). Енергія, що виділилася, залишає зірку у вигляді випромінювання. Масивні зірки випромінюють дуже інтенсивно і спалюють своє "пальне" лише за кілька десятків мільйонів років. Зіркам малої маси вистачає їхнього запасу палива на багато мільярдів років повільного горіння. Рано чи пізно у будь-якої зірки паливо закінчується, термоядерні реакції в ядрі припиняються і, позбавлена джерела тепла, вона залишається у повній владі власної гравітації, яка невблаганно веде зірку до загибелі.
Колапс зірок малої маси.Якщо після втрати оболонки залишок зірки має масу менше 1,2 сонячної, його гравітаційний колапс не заходить занадто далеко: навіть позбавлена джерел тепла зірка, що стискається, отримує нову можливість чинити опір гравітації. При високій щільності речовини електрони починають інтенсивно відштовхуватися один від одного; це пов'язано не з їх електричним зарядом, а з їх квантово-механічними властивостями. При цьому тиск залежить тільки від щільності речовини і не залежить від її температури. Таку властивість електронів фізики називають виродженням. У зірок малої маси тиск виродженої речовини здатний чинити опір гравітації. Стиснення зірки зупиняється, коли вона стає розміром приблизно на Землю. Такі зірки називають білими карликами, оскільки вони світять слабо, але мають відразу після стиснення досить гарячу (білу) поверхню. Проте температура білого карлика поступово знижується, і за кілька мільярдів років таку зірку важко помітити: вона стає холодним невидимим тілом.
Колапс масивних зірок.Якщо маса зірки більше 1,2 сонячної, то тиск вироджених електронів не в змозі чинити опір гравітації, і зірка не може стати білим карликом. Її нестримний колапс триває, поки речовина не досягне густини, порівнянної із густиною атомних ядер (приблизно 3*10 14 г/см3). При цьому більша частина речовини перетворюється на нейтрони, які, подібно до електронів у білому карлику, стають виродженими. Тиск виродженої нейтронної речовини може зупинити стиск зірки, якщо її маса не перевищує приблизно 2 сонячні. нейтронна зірка, Що Утворилася, має діаметр всього бл. 20 км. Коли стрімке стиснення нейтронної зірки різко зупиняється, вся кінетична енергія перетворюється на тепло і температура піднімається до сотень мільярдів кельвінів. В результаті відбувається гігантський спалах зірки, її зовнішні шари з великою швидкістю викидаються назовні, а світність зростає у кілька мільярдів разів. Астрономи називають це "вибухом наднової". Приблизно через рік яскравість продуктів вибуху зменшується, викинутий газ поступово охолоджується, перемішується з міжзоряним газом і наступні епохи входить до складу зірок нових поколінь. Нейтронна зірка, що виникла в ході колапсу, в перші мільйони років швидко обертається і спостерігається як змінний випромінювач - пульсар. Якщо ж маса зірки, що колапсує, значно перевищує 2 сонячні, то стиск не зупиняється на стадії нейтронної зірки, а триває доти, поки її радіус не зменшиться до декількох кілометрів. Тоді сила тяжіння лежить на поверхні зростає настільки, що навіть промінь світла неспроможна залишити зірку. Зірку, що стиснулася до такої міри, називають чорною діркою. Такий астрономічний об'єкт можна вивчати лише теоретично, використовуючи загальну теорію відносності Ейнштейна. Розрахунки показують, що стиснення невидимої чорної діри продовжується, поки речовина не досягне нескінченно великої щільності.
Див. такожПУЛЬСАР; ЧОРНА ДІРА .
ЛІТЕРАТУРА
Шкловський І. С., Зірки: їх народження, життя та смерть. М., 1984

Енциклопедія Кольєра. - Відкрите суспільство. 2000 .

Дивитись що таке "ГРАВІТАЦІЙНИЙ КОЛАПС" в інших словниках:

Процес гідродинамічний. стиснення тіла під впливом власних. сил тяжіння. Цей процес у природі можливий лише у досить потужних тіл, зокрема у зірок. Необхідна умова Г. до. зниження пружності у ва всередині зірки, до рої призводить до ... Фізична енциклопедія

Катастрофічно швидке стиснення масивних тіл під впливом гравітаційних сил. Гравітаційним колапсом може закінчуватися еволюція зірок із масою понад дві сонячні маси. Після вичерпання у таких зірках ядерного пального вони втрачають свою… Енциклопедичний словник

Модель механізму гравітаційного колапсу Гравітаційний колапс є катастрофічно швидким стиском масивних тіл під дією гравітаційних сил. Гравітаційним … Вікіпедія

Гравітаційний колапс- (Від гравітація і лат. Collapsus впав) (в астрофізиці, астрономії) катастрофічно швидке стиснення зірки на останніх стадіях еволюції під дією власних сил тяжіння, що перевершують слабшають сили тиску нагрітого газу (речовини) ... Початки сучасного природознавства

Див Колапс гравітаційний … Велика Радянська Енциклопедія

Катастрофічно швидкий стиск масивних тіл під дією гравітацій. сил. Г. до. може закінчуватися еволюція зірок із масою св. двох сонячних мас. Після вичерпання в таких зірках ядерного пального вони втрачають свою механіч. стійкість та… … Природознавство. Енциклопедичний словник

Див Гравітаційний колапс … Великий Енциклопедичний словник

Див Гравітаційний колапс. * * * КОЛАПС ГРАВІТАЦІЙНИЙ КОЛАПС ГРАВІТАЦІЙНИЙ, див. Гравітаційний колапс (див. ГРАВІТАЦІЙНИЙ КОЛАПС) … Енциклопедичний словник

Книги

Передбачення Ейнштейна. , Вілер Дж.А. , Книга видатного американського фізика Д. А. Уїлера присвячена елементарному викладу геометродинаміки - втіленню мрії Ейнштейна «звести всю фізику до геометрії». Автор починає з… Категорія: Математика та природничі наукиСерія: Видавець: