Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Гравитационный коллапс массивной звезды, в результате которого возникла сверхновая типа II

Гравитационный коллапс - это сжатие астрономического объекта из-за влияния его собственной гравитации , которая имеет тенденцию притягивать материю внутрь к центру тяжести . [1] Гравитационный коллапс - фундаментальный механизм формирования структуры Вселенной. Со временем первоначальное относительно плавное распределение материи схлопнется, образуя очаги более высокой плотности, обычно создавая иерархию конденсированных структур, таких как скопления галактик , звездные группы, звезды и планеты .

Звезда рождается в результате постепенного гравитационного коллапса облака межзвездной материи . Сжатие, вызванное коллапсом, повышает температуру до тех пор, пока в центре звезды не произойдет термоядерный синтез , после чего коллапс постепенно останавливается, так как внешнее тепловое давление уравновешивает гравитационные силы. В этом случае звезда находится в состоянии динамического равновесия . Как только все ее источники энергии будут исчерпаны, звезда снова схлопнется, пока не достигнет нового состояния равновесия.

Звездообразование [ править ]

Основная статья: Звездообразование

Межзвездное газовое облако будет оставаться в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия давления газа находится в равновесии с потенциальной энергией внутренней гравитационной силы . Математически это выражается с помощью теоремы вириала , которая гласит, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна равняться удвоенной внутренней тепловой энергии. [2] Если газовый карман достаточно массивен, чтобы давление газа было недостаточным, чтобы поддерживать его, облако подвергнется гравитационному коллапсу. Масса, выше которой облако подвергнется коллапсу, называется массой Джинса.. Эта масса зависит от температуры и плотности облака, но обычно составляет от тысяч до десятков тысяч солнечных масс . [3]

Звездные остатки [ править ]

NGC 6745 производит вещества с достаточно высокой плотностью, чтобы вызвать звездообразование в результате гравитационного коллапса.

При так называемой смерти звезды (когда звезда исчерпает запас топлива) она подвергнется сжатию, которое можно остановить, только если она достигнет нового состояния равновесия. В зависимости от массы во время жизни эти звездные остатки могут принимать одну из трех форм:

  • Белые карлики , в которых гравитации противостоит давление электронного вырождения [4]
  • Нейтронные звезды , в которых гравитации противостоит давление нейтронного вырождения и короткодействующие отталкивающие нейтронно-нейтронные взаимодействия, опосредованные сильным взаимодействием.
  • Черная дыра , в которой нет силы, достаточно сильной, чтобы противостоять гравитационному коллапсу

Белый карлик [ править ]

Основная статья: Белый карлик

Коллапс ядра звезды до белого карлика происходит в течение десятков тысяч лет, в то время как звезда сдувает свою внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность . Если у него есть звезда-компаньон , объект размером с белый карлик может накапливать вещество от звезды-компаньона. Прежде чем он достигнет предела Чандрасекара (масса которого примерно в полтора раза больше массы нашего Солнца, и в этот момент гравитационный коллапс начнется снова), увеличение плотности и температуры внутри углеродно-кислородного белого карлика инициирует новый раунд ядерного синтеза, который не регулируется, потому что вес звезды поддерживается вырождением, а не тепловым давлением, что позволяет температуре возрастать экспоненциально. В результате побег углеродная детонация полностью разносит звезду в сверхновой типа Ia .

Нейтронная звезда [ править ]

Основная статья: Нейтронная звезда

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса ядер более крупных звезд и являются остатками сверхновых типов Ib , Ic и II . Ожидается, что нейтронные звезды будут иметь оболочку или «атмосферу» из нормальной материи толщиной порядка миллиметра, под которой они почти полностью состоят из плотно упакованных нейтронов (обычно называемых « нейтрониумом ») с небольшой примесью свободных электронов и протонов. смешанный. Эта вырожденная нейтронная материя имеет плотность ~4 × 10 17  кг / м 3 . [ необходима цитата ]

Появление звезд состоит из экзотического вещества и их внутренняя слоистая структура остается неясной , так как любое предложенное уравнение состояния из вырожденной материи является спекулятивным. Возможны и другие формы гипотетической вырожденной материи, и возникающие в результате кварковые звезды , странные звезды (тип кварковой звезды) и преонные звезды , если они существуют, по большей части были бы неотличимы от нейтронной звезды : в большинстве случаев В таких случаях экзотическая материя была бы спрятана под коркой «обычных» вырожденных нейтронов. [ необходима цитата ]

Черные дыры [ править ]

Основная статья: Черная дыра
Логарифмический график зависимости массы от средней плотности (с солнечными значениями в качестве источника), показывающий возможные типы состояния звездного равновесия. Для конфигурации в заштрихованной области за линией границы черной дыры невозможно равновесие, поэтому безудержный коллапс будет неизбежен.

Согласно теории Эйнштейна, для еще более крупных звезд выше предела Ландау – Оппенгеймера – Волкова, также известного как предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова (примерно вдвое больше массы нашего Солнца), ни одна из известных форм холодной материи не может обеспечить силу, необходимую для противодействовать гравитации в новом динамическом равновесии. Следовательно, коллапс продолжается, и ничто не может его остановить.

Смоделированный вид снаружи черной дыры с тонким аккреционным диском [5]

Как только тело коллапсирует до радиуса Шварцшильда, оно образует так называемую черную дыру , то есть область пространства-времени, из которой не может выйти даже свет. Из общей теории относительности и теоремы Роджера Пенроуза [6] следует, что последующее образование некоей особенности неизбежно. Тем не менее, согласно гипотезе космической цензуры Пенроуза , сингулярность будет заключена в пределах горизонта событий, ограничивающего черную дыру , поэтому внешняя область пространства-времени будет по-прежнему иметь правильную геометрию с сильной, но конечной кривизной, как ожидается [7]эволюционировать к довольно простой форме, описываемой исторической метрикой Шварцшильда в сферическом пределе и недавно открытой метрикой Керра, если присутствует угловой момент.

С другой стороны, природа рода особенности следует ожидать внутри черной дыры остается весьма спорным. Согласно теориям, основанным на квантовой механике , на более поздней стадии коллапсирующий объект достигнет максимально возможной плотности энергии для определенного объема пространства или планковской плотности (поскольку ничто не может его остановить). Это момент, когда была выдвинута гипотеза, что известные законы гравитации перестают действовать. [8] [ необходим лучший источник ] Существуют конкурирующие теории относительно того, что происходит в этот момент. Например, петлевая квантовая гравитация предсказывает, что звезда Планкабудет формироваться. Несмотря на это, утверждается, что на этой стадии гравитационный коллапс прекращается, и поэтому сингулярность не образуется.

Теоретический минимальный радиус звезды [ править ]

Радиусы нейтронных звезд большей массы (около 2,8 массы Солнца) [9] оцениваются примерно в 12 км, что примерно в 2,0 раза больше их эквивалентного радиуса Шварцшильда.

Можно подумать, что достаточно массивная нейтронная звезда может существовать в пределах своего радиуса Шварцшильда (1,0 SR) и выглядеть как черная дыра без сжатия всей массы до сингулярности в центре; однако, вероятно, это неверно. В пределах горизонта событий материя должна будет двигаться наружу быстрее скорости света, чтобы оставаться стабильной и избежать коллапса к центру. Следовательно, никакая физическая сила не может предотвратить коллапс звезды с размером меньше 1.0 SR в сингулярность (по крайней мере, в рамках принятой в настоящее время общей теории относительности ; это не выполняется для системы Эйнштейна-Янга-Миллса-Дирака). Модель несферического коллапса в общей теории относительности с испусканием вещества и гравитационных волнбыл представлен. [10]

См. Также [ править ]

  • Большой хруст
  • Гравитационное сжатие
  • Звездная эволюция
  • Тепловой разгон

Ссылки [ править ]

  1. ^ Пильчин Лев Эппельбаум, Иззи Кутасов, Аркадий (2013). Прикладная геотермия (Издание 2014 г.). Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. п. 2. ISBN 9783642340239.
  2. ^ Квок, ВС (2006). Физика и химия межзвездной среды . Книги университетских наук. С.  435–437 . ISBN 1-891389-46-7.
  3. ^ Prialnik, Dina (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд . Издательство Кембриджского университета . С. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  4. ^ И теоретически черные карлики - но: "... никаких черных карликов во Вселенной пока не ожидается"
  5. ^ Марк, Жан-Ален (1996-03-01). «Ускоренный метод решения уравнений геодезических для черной дыры Шварцшильда». Классическая и квантовая гравитация . 13 (3): 393–402. arXiv : gr-qc / 9505010 . Bibcode : 1996CQGra..13..393M . DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 13/3/007 . ISSN 0264-9381 . S2CID 119508131 .  
  6. ^ Пенроуз, Роджер (1965-01-18). «Гравитационный коллапс и пространственно-временные сингулярности». Письма с физическим обзором . Американское физическое общество (APS). 14 (3): 57–59. Полномочный код : 1965PhRvL..14 ... 57P . DOI : 10.1103 / physrevlett.14.57 . ISSN 0031-9007 . 
  7. ^ Картер, Б. (1971-02-08). «Осесимметричная черная дыра имеет только две степени свободы». Письма с физическим обзором . Американское физическое общество (APS). 26 (6): 331–333. Bibcode : 1971PhRvL..26..331C . DOI : 10.1103 / physrevlett.26.331 . ISSN 0031-9007 . 
  8. ^ "Черные дыры - блок Планка? WIP" . Форумы по физике. Архивировано из оригинала на 2008-08-02.
  9. ^ «Предел Бхатиа Хазарика の 意味 ・ 使 い 方 読 み 方 | Weblio 英 和 辞書» .
  10. ^ Бедран, М.Л. и др. (1996). "Модель несферического коллапса и образования черных дыр испусканием нейтрино, струн и гравитационных волн", Phys. Ред. D 54 (6), 3826.

Внешние ссылки [ править ]

  • Гравитационный коллапс на arxiv.org