من الناحية النظرية، يمكن لأي جسم كوني أن يتحول إلى ثقب أسود. على سبيل المثال، يحتاج كوكب مثل الأرض إلى الانكماش إلى نصف قطر بضعة ملليمترات، وهو أمر غير محتمل بالطبع من الناحية العملية. وفي العدد الجديد مع جائزة «التنوير»، تنشر T&P مقتطفًا من كتاب الفيزيائي إميل أحمدوف «حول ولادة وموت الثقوب السوداء»، والذي يشرح كيف تتحول الأجرام السماوية إلى ثقوب سوداء وما إذا كان من الممكن رؤيتها في الكون. السماء المرصعة بالنجوم.
كيف تتكون الثقوب السوداء؟
*إذا ضغطت قوة ما جسمًا سماويًا إلى نصف قطر شفارتزشيلد المطابق لكتلته، فسوف ينحني الزمكان كثيرًا بحيث لن يتمكن حتى الضوء من مغادرته. وهذا يعني أن الجسم سوف يتحول إلى ثقب أسود.
على سبيل المثال، بالنسبة لنجم كتلته كتلة الشمس، يبلغ نصف قطر شوارزشيلد حوالي ثلاثة كيلومترات. قارن هذه القيمة بالحجم الفعلي للشمس - 700000 كيلومتر. في الوقت نفسه، بالنسبة لكوكب له كتلة الأرض، فإن نصف قطر شوارزشيلد يساوي عدة ملليمترات.
[…]قوة الجاذبية وحدها هي القادرة على ضغط جسم سماوي إلى أحجام صغيرة مثل نصف قطر شفارتزشيلد*، حيث أن تفاعل الجاذبية وحده يؤدي حصريًا إلى الجذب، وفي الواقع يزداد بشكل غير محدود مع زيادة الكتلة. التفاعل الكهرومغناطيسي بين الجسيمات الأولية أقوى بعدة مرات من تفاعل الجاذبية. ومع ذلك، فإن أي شحنة كهربائية، كقاعدة عامة، يتم تعويضها بشحن العلامة المعاكسة. لا شيء يمكن أن يحمي شحنة الجاذبية - الكتلة.
كوكب مثل الأرض لا يتقلص تحت وزنه إلى أبعاد شفارتزشيلد المناسبة لأن كتلته لا تكفي للتغلب على التنافر الكهرومغناطيسي للنوى والذرات والجزيئات التي يتكون منها. والنجم مثل الشمس، كونه جسمًا أضخم بكثير، لا ينكمش بسبب الضغط الديناميكي الغازي القوي بسبب ارتفاع درجة الحرارة في أعماقه.
لاحظ أنه بالنسبة للنجوم الضخمة جدًا، التي تزيد كتلتها عن مائة شمس، لا يحدث الضغط بشكل رئيسي بسبب الضغط الخفيف القوي. بالنسبة للنجوم الأكبر من مائتي شمس، لا يكون الضغط الديناميكي للغاز ولا الضغط الخفيف كافيًا لمنع الانضغاط الكارثي (الانهيار) لمثل هذا النجم في ثقب أسود. ومع ذلك، أدناه سنناقش تطور النجوم الأخف.
ضوء وحرارة النجوم هما نتاج التفاعلات النووية الحرارية. ويحدث هذا التفاعل بسبب وجود ما يكفي من الهيدروجين في باطن النجوم وتكون المادة مضغوطة بشدة تحت ضغط كتلة النجم بأكملها. يتيح الضغط القوي التغلب على التنافر الكهرومغناطيسي للشحنات المتطابقة لنواة الهيدروجين، لأن التفاعل النووي الحراري هو اندماج نواة الهيدروجين في نواة الهيليوم، مصحوبا بإطلاق كبير للطاقة.
عاجلاً أم آجلاً، ستنخفض كمية الوقود النووي الحراري (الهيدروجين) بشكل كبير، وسيضعف الضغط الخفيف، وستنخفض درجة الحرارة. إذا كانت كتلة النجم صغيرة بما فيه الكفاية، مثل الشمس، فسوف يمر بمرحلة العملاق الأحمر ويصبح قزمًا أبيض.
إذا كانت كتلته كبيرة، فسيبدأ النجم في الانكماش تحت ثقله. سيكون هناك انهيار، والذي يمكننا رؤيته على أنه انفجار سوبر نوفا. وهذه عملية معقدة للغاية، وتتكون من مراحل عديدة، ولم تكن كل تفاصيلها واضحة للعلماء بعد، ولكن الكثير واضح بالفعل. ومن المعروف، على سبيل المثال، أن المصير المستقبلي للنجم يعتمد على كتلته في اللحظة التي تسبق الانهيار. يمكن أن تكون نتيجة هذا الضغط إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود، أو مزيجًا من العديد من هذه الأجسام والأقزام البيضاء.
"الثقوب السوداء هي نتيجة انهيار أثقل النجوم"
النجوم النيوترونية والأقزام البيضاء لا تنهار إلى ثقوب سوداء لأنها لا تمتلك كتلة كافية للتغلب على ضغط النيوترون أو غاز الإلكترون، على التوالي. وترجع هذه الضغوط إلى التأثيرات الكمومية التي تدخل حيز التنفيذ بعد ضغط قوي جدًا. إن مناقشة هذا الأخير لا تتعلق مباشرة بفيزياء الثقوب السوداء وهي خارج نطاق هذا الكتاب.
ومع ذلك، على سبيل المثال، إذا كان هناك نجم نيوتروني موجود في نظام نجمي ثنائي، فيمكنه جذب المادة من نجم مصاحب. في هذه الحالة، ستنمو كتلته، وإذا تجاوزت قيمة حرجة معينة، فسيحدث الانهيار مرة أخرى، وهذه المرة بتكوين ثقب أسود. يتم تحديد الكتلة الحرجة بشرط أن غاز النيوترون لا يخلق ضغطًا كافيًا لمنعه من المزيد من الضغط.
*هذا تقدير. القيمة الدقيقة لهذا الحد ليست معروفة بعد. - تقريبا. مؤلف.
لذا فإن الثقوب السوداء هي نتيجة انهيار أثقل النجوم. في الفهم الحديث، يجب أن تكون كتلة قلب النجم بعد احتراق الوقود النووي الحراري اثنتين ونصف على الأقل من الطاقة الشمسية*. لا توجد حالة معروفة لنا من المادة قادرة على خلق مثل هذا الضغط الذي من شأنه أن يمنع مثل هذه الكتلة الكبيرة من الضغط لتشكل ثقبًا أسود إذا تم حرق كل الوقود النووي الحراري. وسنناقش الحقائق التي تؤكد تجريبيًا القيد المذكور على كتلة النجم لتكوين ثقب أسود بعد قليل، عندما نتحدث عن كيفية اكتشاف علماء الفلك للثقوب السوداء. […]
أرز. 7. الفهم الخاطئ للانهيار من وجهة نظر مراقب خارجي باعتباره سقوطًا أبديًا متباطئًا بدلاً من تكوين أفق الثقب الأسود
فيما يتعلق بمناقشتنا، سيكون من المفيد استخدام مثال للتذكير بالترابط بين الأفكار والمفاهيم المختلفة في العلوم. قد تعطي هذه القصة للقارئ فكرة عن العمق المحتمل للقضية التي تتم مناقشتها.
ومن المعروف أن جاليليو توصل إلى ما يسمى الآن بقانون نيوتن للأطر المرجعية بالقصور الذاتي ردًا على انتقادات النظام الكوبرنيكي. وكان الانتقاد هو أن الأرض لا يمكنها أن تدور حول الشمس وإلا فلن نتمكن من البقاء على سطحها.
رداً على ذلك، جادل جاليليو بأن الأرض تدور حول الشمس بالقصور الذاتي. لكننا لا نستطيع التمييز بين الحركة بالقصور الذاتي والسكون، تمامًا كما لا نشعر بحركة القصور الذاتي للسفينة على سبيل المثال. وفي الوقت نفسه، لم يؤمن بوجود قوى الجاذبية بين الكواكب والنجوم، لأنه لم يؤمن بالعمل عن بعد، ولم يتمكن حتى من معرفة وجود الحقول. ولم أكن لأقبل مثل هذا التفسير المجرد في ذلك الوقت.
اعتقد جاليليو أن حركة القصور الذاتي لا يمكن أن تحدث إلا على طول منحنى مثالي، أي أن الأرض لا يمكنها التحرك إلا في دائرة أو في دائرة، يدور مركزها بدوره في دائرة حول الشمس. وهذا يعني أنه قد يكون هناك تداخل بين حركات القصور الذاتي المختلفة. يمكن جعل هذا النوع الأخير من الحركة أكثر تعقيدًا بإضافة المزيد من الدوائر إلى التركيبة. يسمى هذا الدوران بالحركة على طول أفلاك التدوير. وقد تم اختراعه لمواءمة النظام البطلمي مع المواقع المرصودة للكواكب.
بالمناسبة، في وقت إنشائه، وصف النظام الكوبرنيكي الظواهر المرصودة بشكل أسوأ بكثير من النظام البطلمي. وبما أن كوبرنيكوس كان يؤمن أيضًا بالحركة في دوائر مثالية فقط، فقد تبين أن مراكز مدارات بعض الكواكب تقع خارج الشمس. (وكان هذا الأخير أحد أسباب تأخر كوبرنيكوس في نشر أعماله. ففي نهاية المطاف، كان يؤمن بنظامه القائم على اعتبارات جمالية، ووجود إزاحات غريبة للمراكز المدارية خارج الشمس لا يتناسب مع هذه الاعتبارات).
ومن المفيد، من حيث المبدأ، أن نظام بطليموس يمكنه وصف البيانات المرصودة بأي دقة محددة مسبقًا - كان من الضروري فقط إضافة العدد المطلوب من أفلاك التدوير. ومع ذلك، على الرغم من كل التناقضات المنطقية في الأفكار الأولية لمبدعيه، فإن النظام الكوبرنيكي وحده هو الذي يمكن أن يؤدي إلى ثورة مفاهيمية في وجهات نظرنا حول الطبيعة - إلى قانون الجاذبية الكونية، الذي يصف حركة الكواكب وسقوطها. تفاحة على رأس نيوتن، وبعد ذلك إلى مفهوم المجال.
ولذلك، أنكر غاليليو حركة كبلر للكواكب على طول القطع الناقص. تبادل هو وكيبلر الرسائل التي كانت مكتوبة بنبرة عصبية إلى حد ما. هذا على الرغم من دعمهم الكامل لنفس النظام الكوكبي.
لذلك، اعتقد جاليليو أن الأرض تتحرك حول الشمس بالقصور الذاتي. من وجهة نظر ميكانيكا نيوتن، فهذا خطأ واضح، لأن قوة الجاذبية تعمل على الأرض. ومع ذلك، من وجهة نظر النظرية النسبية العامة، يجب أن يكون جاليليو على حق: بموجب هذه النظرية، تتحرك الأجسام الموجودة في مجال الجاذبية بالقصور الذاتي، على الأقل عندما يمكن إهمال جاذبيتها. وتحدث هذه الحركة على طول ما يسمى بالمنحنى الجيوديسي. في الفضاء المسطح، هذا مجرد خط عالمي مستقيم، ولكن في حالة وجود كوكب في النظام الشمسي، فهو خط عالمي جيوديسي يتوافق مع مسار بيضاوي، وليس بالضرورة دائريًا. ولسوء الحظ، لم يتمكن جاليليو من معرفة ذلك.
ومع ذلك، فمن المعروف من النظرية النسبية العامة أن الحركة تحدث على طول جيوديسية فقط إذا أمكن إهمال انحناء الفضاء بواسطة الجسم المتحرك نفسه (الكوكب) وافتراض أنه منحني حصريًا بواسطة مركز الجاذبية (الشمس). . يطرح سؤال طبيعي: هل كان غاليليو على حق فيما يتعلق بحركة الأرض بالقصور الذاتي حول الشمس؟ وعلى الرغم من أن هذا ليس سؤالا مهما، بما أننا نعرف الآن السبب الذي يجعل الناس لا يطيرون بعيدا عن الأرض، فقد يكون له علاقة بالوصف الهندسي للجاذبية.
كيف يمكنك "رؤية" الثقب الأسود؟
[…] دعونا ننتقل الآن إلى مناقشة كيفية ملاحظة الثقوب السوداء في السماء المرصعة بالنجوم. إذا كان الثقب الأسود قد استهلك كل المادة المحيطة به، فلا يمكن رؤيته إلا من خلال تشويه أشعة الضوء القادمة من النجوم البعيدة. وهذا هو، إذا كان هناك ثقب أسود في مثل هذا الشكل النقي ليس بعيدا عنا، فسنرى تقريبا ما يظهر على الغلاف. ولكن حتى بعد مواجهة مثل هذه الظاهرة، لا يمكن للمرء التأكد من أن هذا ثقب أسود، وليس مجرد جسم ضخم غير مضيء. يستغرق الأمر بعض العمل لتمييز أحدهما عن الآخر.
ومع ذلك، في الواقع، الثقوب السوداء محاطة بسحب تحتوي على جسيمات أولية وغبار وغازات ونيازك وكواكب وحتى نجوم. ولذلك، يلاحظ علماء الفلك شيئا مثل الصورة الموضحة في الشكل. 9. ولكن كيف يستنتجون أنه ثقب أسود وليس نجمًا من نوع ما؟
أرز. 9. الواقع أكثر واقعية، وعلينا أن نلاحظ الثقوب السوداء المحاطة بأجرام سماوية وغازات وسحب غبار مختلفة
للبدء، حدد منطقة بحجم معين في السماء المرصعة بالنجوم، عادة في نظام نجمي ثنائي أو في نواة مجرة نشطة. تحدد أطياف الإشعاع المنبعثة منه كتلة المادة الموجودة فيه وسلوكها. بعد ذلك، تم تسجيل أن الإشعاع ينبعث من الجسم المعني، كما هو الحال من الجسيمات التي تسقط في مجال الجاذبية، وليس فقط من التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أحشاء النجوم. يحتوي الإشعاع، الذي هو، على وجه الخصوص، نتيجة الاحتكاك المتبادل للمادة التي تسقط على جرم سماوي، على إشعاع غاما أكثر نشاطًا بكثير من نتيجة التفاعل النووي الحراري.
"الثقوب السوداء محاطة بسحب تحتوي على جسيمات أولية، غبار، غازات، نيازك، كواكب وحتى نجوم."
إذا كانت المنطقة المرصودة صغيرة بما فيه الكفاية، وليست نجمًا نابضًا، وتتركز فيها كتلة كبيرة، فيمكن استنتاج أنها ثقب أسود. أولاً، من المتوقع نظريًا أنه بعد احتراق الوقود الاندماجي، لا توجد حالة في المادة يمكن أن تخلق ضغطًا يمكن أن يمنع انهيار الكثير من الكتلة في منطقة صغيرة جدًا.
ثانيًا، كما تم التأكيد عليه للتو، لا ينبغي للأجسام المعنية أن تكون نجومًا نابضة. النجم النابض هو نجم نيوتروني، على عكس الثقب الأسود، له سطح ويتصرف مثل مغناطيس كبير، وهي إحدى خصائص المجال الكهرومغناطيسي الأكثر دقة من الشحنة. النجوم النيوترونية، نتيجة لضغط قوي جدًا للنجوم الدوارة الأصلية، تدور بشكل أسرع، لأنه يجب الحفاظ على الزخم الزاوي. يؤدي هذا إلى إنشاء مثل هذه النجوم مجالات مغناطيسية تختلف بمرور الوقت. يلعب الأخير دورًا رئيسيًا في تكوين الإشعاع النابض المميز.
جميع النجوم النابضة التي تم العثور عليها حتى الآن لها كتلة أقل من اثنين ونصف من كتلة الشمس. مصادر إشعاع جاما النشطة المميزة التي تتجاوز كتلتها هذا الحد ليست نجومًا نابضة. وكما نرى، فإن حد الكتلة هذا يتزامن مع التنبؤات النظرية التي تم إجراؤها بناءً على حالات المادة المعروفة لنا.
كل هذا، على الرغم من أنه ليس ملاحظة مباشرة، إلا أنه يمثل حجة مقنعة إلى حد ما لصالح حقيقة أن الثقوب السوداء هي التي يراها علماء الفلك وليس أي شيء آخر. على الرغم من أن ما يمكن اعتباره ملاحظة مباشرة وما لا يمكن اعتباره سؤالًا كبيرًا. ففي النهاية، أنت أيها القارئ، لا ترى الكتاب نفسه، بل ترى فقط الضوء المنبعث منه. وفقط مزيج الأحاسيس اللمسية والبصرية يقنعك بحقيقة وجودها. وبنفس الطريقة، يتوصل العلماء إلى استنتاج حول حقيقة وجود هذا الكائن أو ذاك بناءً على مجمل البيانات التي يلاحظونها.
انهيار الجاذبية، الضغط الهيدروديناميكي لجسم فضائي تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة به، مما يؤدي إلى انخفاض كبير في حجمه. من أجل تطوير انهيار الجاذبية، من الضروري أن تكون قوى الضغط (التنافر) غائبة تمامًا أو على الأقل غير كافية لمواجهة قوى الجاذبية. يحدث انهيار الجاذبية في مرحلتين متطرفتين من تطور النجوم. أولاً، تبدأ ولادة النجم بانهيار الجاذبية لسحابة من الغاز والغبار. ثانيًا، تنتهي بعض النجوم من تطورها من خلال انهيار الجاذبية، ويمر الجزء المركزي منها (اللب) إلى الحالة النهائية لنجم نيوتروني أو ثقب أسود. في الوقت نفسه، يمكن إخراج القشرة المخلخلة بواسطة موجة صدمة قوية، مما يؤدي إلى انفجار سوبر نوفا. ويحدث انهيار الجاذبية أيضًا على نطاقات أكبر، في مراحل معينة من تطور نوى المجرة. تشير الملاحظات الفلكية باستخدام التلسكوبات الفضائية التي تدور في النطاقات البصرية والأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية بشكل مقنع إلى وجود ثقوب سوداء ضخمة تزن من عدة ملايين إلى عدة مليارات من كتلة الشمس في مراكز بعض المجرات. يوجد في وسط مجرتنا جسم غير مرئي "نقطي" - ثقب أسود كتلته 3 ملايين كتلة شمسية، يتم تحديده من مدارات النجوم المجاورة التي تدور حوله. تنشأ مثل هذه الثقوب السوداء في البداية بسبب انهيار الجاذبية، ثم تزداد كتلتها تدريجيًا، وتمتص المادة المحيطة بها.
يرتبط انهيار الجاذبية بفقدان استقرار الجسم فيما يتعلق بالضغط تحت تأثير قوى الجاذبية. بعد فقدان الاستقرار بمرور الوقت، ينحرف الكائن أكثر فأكثر عن الحالة الأولية للتوازن الهيدروستاتيكي، وتبدأ قوى الجاذبية في التغلب على قوى الضغط، مما يؤدي إلى مزيد من تسارع الضغط. إن انهيار الجاذبية أثناء ولادة النجوم وتكوين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء يعتمدان على عمليات فيزيائية مختلفة تمامًا. ومع ذلك، فإن الصورة الهيدروديناميكية لتطور انهيار الجاذبية هي نفسها في كلتا الحالتين.
ترتبط ولادة النجوم بعدم استقرار الجاذبية للوسط النجمي. أثناء تكوين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء، يكون الدافع وراء بداية انهيار الجاذبية هو فقدان استقرار النجم بسبب تفكك النوى الذرية إلى النيوكلونات المكونة لها و/أو نيترون مادة النجم (التقاط كميات كبيرة من الإلكترونات بواسطة الذرات). النوى)، مصحوبة بفقدان مكثف للطاقة من خلال انبعاث النيوترينوات الإلكترونية.
إن انهيار الجاذبية الذي بدأ يتطور بوتيرة متسارعة بشكل متزايد، وذلك لسببين رئيسيين. أولاً، يؤدي إنفاق الطاقة على انقسام جزيئات المادة (تفكك الجزيئات وتأين الذرات أثناء ضغط السحب النجمية الأولية، وتفكك النوى الذرية أثناء تكوين النجوم النيوترونية) إلى انخفاض معدل زيادة الضغط الذي يمنع ضغط المادة. ثانيًا، يؤدي فقدان الطاقة الشديد بسبب الإشعاع أثناء انهيار الجاذبية إلى إبطاء زيادة الضغط.
لا يمكن الحصول على وصف تفصيلي لانهيار الجاذبية إلا باستخدام أجهزة كمبيوتر عالية السرعة، مع الأخذ في الاعتبار آليات محددة لفقدان الطاقة (الأشعة تحت الحمراء أو النيوترينوات) وغيرها من الخصائص الفيزيائية للمادة المنهارة. كلما زادت كثافة المادة داخل الحجم المنهار، كلما تطور انهيار الجاذبية بشكل أسرع. ولذلك فإن المنطقة القريبة من مركز النجم (النواة المركزية) تنهار أولاً. وبعد توقف الانهيار الجاذبي للنواة، تصطدم مادة القشرة بها بسرعة تفوق سرعة الصوت، لتشكل موجة صدمية قوية (SW). في المنطقة الوسطى من الجسم، ينشأ ضغط زائد، تحت تأثير موجة الصدمة تتحرك في الاتجاه الخارجي. ولا توقف الصدمة سقوط القشرة فحسب، بل يمكنها أيضًا أن تمنح الطبقات الخارجية سرعة موجهة بعيدًا عن المركز. هذا التأثير، الذي تم اكتشافه في الحسابات التفصيلية لانهيار الجاذبية، يسمى الانعكاس الهيدروديناميكي (الارتداد). وجودها مهم لتشخيص انهيار الجاذبية في عمليات الرصد، ولا سيما في نظرية انفجارات المستعرات الأعظم.
بعد سقوط الكتلة الرئيسية للقذيفة على القلب والتوهين الناجم عن الانعكاس الهيدروديناميكي لنبضات القلب، ينتهي الانهيار الجاذبي فعليًا. ومع ذلك، فإن جزءًا كبيرًا من الطاقة المنبعثة أثناء انهيار الجاذبية ليس لديه وقت لينبعث وينتهي به الأمر مخزنًا على شكل حرارة في جسم التوازن الهيدروستاتيكي الكثيف الناتج (في نجم أولي أو في نجم نيوتروني ساخن). مع انبعاث الطاقة، يستمر النجم الأولي في الانكماش ببطء. وفقًا للنظرية الفيروسية، تزداد درجة الحرارة في مركز النجم الأولي وتصل في النهاية إلى قيمة كافية لحدوث تفاعلات نووية حرارية - يتحول النجم الأولي إلى نجم عادي.
في المراحل النهائية من تطور النجوم الضخمة، يمكن تهيئة الظروف المواتية لتكوين النوى النجمية غير المستقرة أمام انهيار الجاذبية بكتلة تتجاوز الكتلة المحددة للنجم النيوتروني (2-3 كتلة شمسية). وفي ظل هذه الظروف، لم يعد من الممكن أن يتوقف انهيار الجاذبية عند الحالة المتوسطة لنجم نيوتروني متوازن، ويستمر إلى أجل غير مسمى مع تكوين ثقب أسود. يتم لعب الدور الرئيسي هنا من خلال تأثيرات النظرية النسبية العامة، لذلك يسمى هذا الانهيار الجاذبي بالنسبية.
يمكن أن يتأثر انهيار الجاذبية بشكل كبير بدوران الجسم المنهار ومجاله المغناطيسي. مع الحفاظ على الزخم الزاوي والتدفق المغناطيسي، تزداد سرعة الدوران والمجال المغناطيسي أثناء عملية الضغط، مما يمكن أن يغير صورة انهيار الجاذبية ليس فقط من الناحية الكمية، ولكن أيضًا من الناحية النوعية. على سبيل المثال، في غياب التماثل الكروي، يصبح فقدان الطاقة من خلال انبعاث موجات الجاذبية ممكنًا. يمكن أن يؤدي الدوران الأولي القوي بما فيه الكفاية إلى إيقاف انهيار الجاذبية في مرحلة متوسطة، عندما يكون المزيد من الضغط ممكنًا فقط في ظل وجود أي آليات لفقدان الزخم الزاوي أو عندما يتم تجزئة الجسم إلى كتل أصغر. إن النظرية الكمية لانهيار الجاذبية مع الأخذ في الاعتبار الدوران و/أو المجال المغناطيسي بدأت للتو في التطور وتستند إلى إنجازات الرياضيات الحسابية الحديثة. ومع ذلك، فإن النتائج التي تم الحصول عليها فيما يتعلق بانهيار الجاذبية دون الأخذ في الاعتبار الدوران والمجال المغناطيسي، لها أهمية تطبيقية مهمة، وفي عدد من الحالات، على ما يبدو، تقريب جيد للواقع.
وقد اكتسبت دراسة انهيار الجاذبية اهتماما خاصا فيما يتعلق بإنجازات علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء، مما يجعل من الممكن مراقبة ولادة النجوم، فضلا عن بناء مراصد النيوترينو تحت الأرض القادرة على اكتشاف انفجار إشعاع النيوترينو في حالة حدوث ذلك. تشكل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء في مجرتنا.
مضاءة: Zeldovich Ya. B.، Novikov I. D. نظرية الجاذبية وتطور النجوم. م، 1971؛ شكلوفسكي آي إس النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم. الطبعة الثالثة. م.، 1984؛ فيزياء الفضاء: موسوعة صغيرة. الطبعة الثانية. م.، 1986: الموسوعة الفيزيائية. م، 1988. ت 1.
المكون الرئيسي للثنائي الكسوف له حجم بصري مطلق؛ يبلغ التصحيح البوليمري المطابق لطيفها حوالي , بحيث: تبعث الشمس طاقة أكثر من الشمس، 2.5121484 = 860.000 مرة، لكن كتلتها أكبر بـ 19 مرة من كتلة الشمس، وبالتالي لكل 1 جرام من المادة تنبعث منها 45.000 مرة أكثر من الشمس. تنتج الشمس إشعاعًا لكل 1 جرام من الكتلة. وبنفس الطريقة نجد أن المكون B من النجم المزدوج البصري كروجر 60 يصدر مادة أقل بـ 80 مرة لكل 1 جرام من الشمس، أي بالنسبة له. الإشعاع النوعي لسيريوس ب، وهو قزم أبيض، أقل من ذلك: . وفي الوقت نفسه، يتغير متوسط درجة الحرارة T للنجم بشكل أقل بما لا يقاس بالنسبة لنفس النجوم (ربما باستثناء القزم الأبيض) (انظر ص 196). من الصعب الافتراض مسبقًا أن آلية توليد الطاقة هي نفسها في جميع الحالات الثلاث، ولكن إذا كانت هي نفسها، فمن الواضح أنها حساسة جدًا للتغيرات في الظروف الفيزيائية داخل النجم، على وجه الخصوص، درجة الحرارة. من بين الأنواع المختلفة الممكنة لتوليد الطاقة في النجوم، هناك نوعان مهمان:
أ) ضغط الجاذبية،
ب) العمليات النووية الحرارية.
ضغط الجاذبية
إذا تم ضغط كرة مخلخلة، فإن طاقتها الكامنة تنخفض [انظر. (١٥.٨)]؛ ويذهب هذا الانخفاض إلى زيادة في الطاقة الحركية لجزيئات الكرة، أي إلى زيادة في درجة الحرارة عندما تكون الكرة غازية (انظر (15.9)).
الطاقة الحرارية الداخلية للغاز المثالي الذي وصل إلى درجة الحرارة تساوي 1 جرام، وهذا سيكون بالنسبة للنجم بأكمله
التكامل يساوي . استبدال هنا بدلا من التعبير من (15.9)، حيث، وإضافة التعبير عن الطاقة الكامنة من (15.8)، يمكننا بسهولة الحصول عليها
إجمالي الطاقة
بالنسبة للغاز أحادي الذرة، وبالتالي إهمال الضغط الإشعاعي للنجم (الذي من أجله)، سيكون لدينا
أي أن الطاقة الكلية تساوي نصف طاقة الوضع وتغيرها لا يمثل إلا نصف التغير في طاقة الوضع.
النموذج متعدد التوجهات، وهو واسع جدًا في قابلية التطبيق، لديه طاقة كامنة
هنا n هي فئة polytropy (التي تصبح فيها الطاقة موجبة، أي أن الكرة لها أبعاد كبيرة بلا حدود) وبالنسبة لنموذج الحمل الحراري
وبالنسبة للنموذج القياسي
من الواضح أن معدل تغير الطاقة يجب تحديده من خلال لمعان النجم في مرحلة الضغط:
كما يتبين من المساواة (17.4). إن التغيرات في إجمالي الطاقة، والتي نساويها في (17.8) مع اللمعان، لا تمثل سوى نصف التغير في الطاقة الكامنة للنجم. والنصف الآخر يذهب لتدفئته.
إذا عوضنا في الجانب الأيمن بـ (17.9) بدلاً من L انبعاث شعاع الشمس، وبدلاً من R كتلة الشمس ونصف قطرها، فسنحصل على
(17.10)
باتباع نهج رسمي للحساب الأخير، يمكننا القول أنه إذا افترضنا أن الشمس تنكمش، فمع الخصائص الحالية للشمس، يكون نصف قطر الشمس "كافيًا" لسنوات فقط للتعويض عن فقدان الحرارة بمقدار إشعاع. في الأساس، يجب أن نقول أن الشمس تتغير بشكل ملحوظ تحت ضغط الجاذبية على مدى 25 مليون سنة. لكن التاريخ الجيولوجي للأرض يعلمنا أن الشمس تشع الأرض بشكل أو بآخر لمدة حوالي 3 مليارات سنة، وبالتالي فإن المقياس الزمني المحدد بحوالي 20 مليون سنة، ما يسمى بمقياس كلفن-هيلمهولتز الزمني للانكماش، هو غير مناسب لشرح التطور الحديث للشمس. إنها مناسبة تمامًا لتطور النجوم المتكثفة عندما يتم تسخينها أثناء الضغط، حتى يصبح التسخين قويًا جدًا بحيث تدخل التفاعلات النووية الحرارية حيز التنفيذ.
انهيار الجاذبية
الضغط والتفكك السريع للسحابة أو النجم بين النجوم تحت تأثير جاذبيته. يعد انهيار الجاذبية ظاهرة فيزيائية فلكية مهمة جدًا؛ فهو يشارك في تكوين النجوم وعناقيد النجوم والمجرات وفي موت بعضها. يوجد في الفضاء بين النجوم العديد من السحب التي تتكون أساسًا من الهيدروجين بكثافة تقريبية. 1000 سم3 مقاسات من 10 إلى 100 ش سنين. يتغير هيكلها، وعلى وجه الخصوص، كثافتها باستمرار تحت تأثير الاصطدامات المتبادلة، والتسخين بواسطة الإشعاع النجمي، وضغط المجالات المغناطيسية، وما إلى ذلك. عندما تصبح كثافة السحابة أو جزء منها كبيرة جدًا بحيث تتجاوز الجاذبية ضغط الغاز، تبدأ السحابة في الانكماش بشكل لا يمكن السيطرة عليه - فتنهار. تصبح عدم تجانس الكثافة الأولية الصغيرة أقوى أثناء عملية الانهيار؛ ونتيجة لذلك، تتفتت السحابة، أي. ينقسم إلى أجزاء، كل منها يستمر في الانكماش. بشكل عام، عندما يتم ضغط الغاز، ترتفع درجة حرارته وضغطه، مما قد يمنع المزيد من الضغط. ولكن على الرغم من أن السحابة شفافة بالنسبة للأشعة تحت الحمراء، إلا أنها تبرد بسهولة، ولا يتوقف الضغط. ومع ذلك، مع زيادة كثافة الشظايا الفردية، يصبح تبريدها أكثر صعوبة ويوقف الضغط المتزايد الانهيار - هذه هي الطريقة التي يتشكل بها النجم، وتشكل مجموعة شظايا السحابة بأكملها التي تحولت إلى نجوم عنقودًا نجميًا. يستمر انهيار السحابة إلى نجم أو عنقود نجمي حوالي مليون سنة - بسرعة نسبية على المستوى الكوني. بعد ذلك، تحافظ التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أحشاء النجم على درجة الحرارة والضغط، مما يمنع الضغط. خلال هذه التفاعلات، تتحول العناصر الكيميائية الخفيفة إلى عناصر أثقل، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة هائلة (على غرار ما يحدث عندما تنفجر قنبلة هيدروجينية). وتترك الطاقة المنبعثة النجم على شكل إشعاع. تبعث النجوم الضخمة إشعاعات شديدة للغاية وتحرق "وقودها" في بضع عشرات الملايين من السنين فقط. تمتلك النجوم ذات الكتلة المنخفضة ما يكفي من الوقود لتدوم مليارات السنين من الاحتراق البطيء. عاجلاً أم آجلاً، ينفد الوقود من أي نجم، وتتوقف التفاعلات النووية الحرارية في القلب، ويُحرم من مصدر الحرارة، ويظل تحت رحمة جاذبيته، مما يؤدي بلا هوادة إلى موت النجم.
انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة.إذا كانت كتلة النجم المتبقية، بعد فقدان الغلاف، أقل من 1.2 شمسية، فإن انهيار جاذبيته لا يذهب بعيدًا: فحتى النجم المنكمش المحروم من مصادر الحرارة يكتسب قدرة جديدة على مقاومة الجاذبية. عند كثافة المادة العالية، تبدأ الإلكترونات في تنافر بعضها البعض بشكل مكثف؛ وهذا لا يرجع إلى شحنتها الكهربائية، بل إلى خواصها الميكانيكية الكمومية. ويعتمد الضغط الناتج فقط على كثافة المادة ولا يعتمد على درجة حرارتها. يسمي الفيزيائيون خاصية انحطاط الإلكترونات هذه. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يمكن لضغط المادة المتحللة أن يقاوم الجاذبية. يتوقف انكماش النجم عندما يصبح بحجم الأرض تقريبًا. تسمى هذه النجوم بالأقزام البيضاء لأنها تتألق بشكل ضعيف، ولكن بعد الضغط مباشرة يكون لها سطح ساخن (أبيض). ومع ذلك، فإن درجة حرارة القزم الأبيض تنخفض تدريجيا، وبعد عدة مليارات من السنين، يصعب بالفعل ملاحظة هذا النجم: يصبح جسما باردا وغير مرئي.
انهيار النجوم الضخمة.فإذا كانت كتلة النجم أكثر من 1.2 شمسية، فإن ضغط الإلكترونات المتحللة لن يكون قادرا على مقاومة الجاذبية، ولا يمكن للنجم أن يصبح قزما أبيض. ويستمر انهيارها الذي لا يمكن السيطرة عليه حتى تصل المادة إلى كثافة مماثلة لكثافة النوى الذرية (حوالي 3*1014 جم/سم3). وفي هذه الحالة، تتحول معظم المادة إلى نيوترونات، والتي تتحلل، مثل الإلكترونات الموجودة في القزم الأبيض. يمكن لضغط المادة النيوترونية المتحللة أن يوقف تقلص النجم إذا كانت كتلته لا تتجاوز كتلتين شمسيتين تقريبًا. يبلغ قطر النجم النيوتروني الناتج حوالي كاليفورنيا فقط. 20 كم. عندما يتوقف الانكماش السريع لنجم نيوتروني فجأة، تتحول كل الطاقة الحركية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة إلى مئات المليارات من الكلفن. ونتيجة لذلك، يحدث توهج عملاق للنجم، ويتم التخلص من طبقاته الخارجية بسرعة عالية، ويزداد اللمعان عدة مليارات من المرات. يطلق علماء الفلك على هذا اسم "انفجار المستعر الأعظم". وبعد حوالي عام، يتناقص سطوع منتجات الانفجار، ويبرد الغاز المنبعث تدريجيًا، ويختلط مع الغاز بين النجوم، وفي العصور اللاحقة يصبح جزءًا من نجوم الأجيال الجديدة. يدور النجم النيوتروني الذي ظهر أثناء الانهيار بسرعة في الملايين من السنين الأولى ويتم ملاحظته كباعث متغير - نجم نابض. إذا تجاوزت كتلة النجم المنهار 2 شمسية بشكل كبير، فإن الضغط لا يتوقف عند مرحلة النجم النيوتروني، بل يستمر حتى ينخفض نصف قطره إلى عدة كيلومترات. ثم تزداد قوة الجاذبية على السطح لدرجة أنه حتى شعاع الضوء لا يستطيع مغادرة النجم. ويسمى النجم الذي انهار إلى هذا الحد بالثقب الأسود. لا يمكن دراسة مثل هذا الجسم الفلكي إلا من الناحية النظرية، وذلك باستخدام النظرية النسبية العامة لأينشتاين. تظهر الحسابات أن ضغط الثقب الأسود غير المرئي يستمر حتى تصل المادة إلى كثافة عالية لا نهائية.
أنظر أيضابولسار؛ الثقب الأسود .
الأدب
شكلوفسكي آي إس، النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم. م، 1984
موسوعة كولير. - المجتمع المفتوح. 2000 .
تعرف على معنى "انهيار الجاذبية" في القواميس الأخرى:
العملية هيدروديناميكية. ضغط الجسم تحت تأثيره. قوى الجاذبية. هذه العملية في الطبيعة ممكنة فقط في الأجسام الضخمة إلى حد ما، وخاصة النجوم. شرط ضروري لـ G. K. انخفاض المرونة في VA داخل النجم إلى سرب يؤدي إلى ... ... الموسوعة الفيزيائية
ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. يمكن لانهيار الجاذبية أن ينهي تطور النجوم التي تتجاوز كتلتها كتلتين شمسيتين. وبعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم تفقد... ... القاموس الموسوعي
نموذج لآلية انهيار الجاذبية انهيار الجاذبية هو ضغط سريع بشكل كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. الجاذبية ل... ويكيبيديا
ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. تطور النجوم التي تزيد كتلتها عن كتلتين شمسيتين يمكن أن ينتهي بانهيار الجاذبية. وبعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم تفقد... ... القاموس الفلكي
انهيار الجاذبية- (من الجاذبية واللات. الانهيار الساقط) (في الفيزياء الفلكية وعلم الفلك) ضغط سريع كارثي للنجم في المراحل الأخيرة من التطور تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة به، متجاوزًا قوى الضغط الضعيفة للغاز الساخن (المادة) .. .... بدايات العلوم الطبيعية الحديثة
شاهد انهيار الجاذبية.. الموسوعة السوفيتية الكبرى
ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير الجاذبية. قوة قد ينهي GK تطور النجوم بكتلة St. كتلتين شمسيتين. وبعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم تفقد خصائصها الميكانيكية. الاستدامة و... علم الطبيعة. القاموس الموسوعي
شاهد انهيار الجاذبية... القاموس الموسوعي الكبير
شاهد انهيار الجاذبية. * * * انهيار الجاذبية انهيار الجاذبية، انظر انهيار الجاذبية (انظر انهيار الجاذبية) ... القاموس الموسوعي
كتب
- رؤية أينشتاين. ، ويلر ج.أ. ، كتاب الفيزيائي الأمريكي المتميز D. A. Wheeler مخصص للعرض الأولي للديناميكا الهندسية - تجسيد حلم أينشتاين "لتحويل كل الفيزياء إلى هندسة". يبدأ المؤلف ب... التصنيف: الرياضيات والعلومالسلسلة: الناشر:
يوجد في الفضاء بين النجوم العديد من السحب التي تتكون أساسًا من الهيدروجين بكثافة تقريبية. 1000 سم3 مقاسات من 10 إلى 100 سيفرت. سنين. يتغير هيكلها، وعلى وجه الخصوص، كثافتها باستمرار تحت تأثير الاصطدامات المتبادلة، والتسخين بواسطة الإشعاع النجمي، وضغط المجالات المغناطيسية، وما إلى ذلك. عندما تصبح كثافة السحابة أو جزء منها كبيرة جدًا بحيث تتجاوز الجاذبية ضغط الغاز، تبدأ السحابة في الانكماش بشكل لا يمكن السيطرة عليه - فتنهار. تصبح عدم تجانس الكثافة الأولية الصغيرة أقوى أثناء عملية الانهيار؛ ونتيجة لذلك، تتفتت السحابة، أي. ينقسم إلى أجزاء، كل منها يستمر في الانكماش.
بشكل عام، عندما يتم ضغط الغاز، ترتفع درجة حرارته وضغطه، مما قد يمنع المزيد من الضغط. ولكن على الرغم من أن السحابة شفافة بالنسبة للأشعة تحت الحمراء، إلا أنها تبرد بسهولة، ولا يتوقف الضغط. ومع ذلك، مع زيادة كثافة الشظايا الفردية، يصبح تبريدها أكثر صعوبة ويوقف الضغط المتزايد الانهيار - هذه هي الطريقة التي يتشكل بها النجم، وتشكل مجموعة شظايا السحابة بأكملها التي تحولت إلى نجوم عنقودًا نجميًا.
ويستمر انهيار السحابة إلى نجم أو عنقود نجمي حوالي مليون سنة، وهو سريع نسبيًا على المقياس الكوني. بعد ذلك، تحافظ التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أحشاء النجم على درجة الحرارة والضغط، مما يمنع الضغط. خلال هذه التفاعلات، تتحول العناصر الكيميائية الخفيفة إلى عناصر أثقل، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة هائلة (على غرار ما يحدث عندما تنفجر قنبلة هيدروجينية). وتترك الطاقة المنبعثة النجم على شكل إشعاع. تبعث النجوم الضخمة إشعاعات شديدة للغاية وتحرق "وقودها" في بضع عشرات الملايين من السنين فقط. تمتلك النجوم ذات الكتلة المنخفضة ما يكفي من الوقود لتدوم مليارات السنين من الاحتراق البطيء. عاجلاً أم آجلاً، ينفد الوقود من أي نجم، وتتوقف التفاعلات النووية الحرارية في القلب، ويُحرم من مصدر الحرارة، ويظل تحت رحمة جاذبيته، مما يؤدي بلا هوادة إلى موت النجم.
انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة.
إذا كانت كتلة النجم المتبقية، بعد فقدان الغلاف، أقل من 1.2 شمسية، فإن انهيار جاذبيته لا يذهب بعيدًا: فحتى النجم المنكمش المحروم من مصادر الحرارة يكتسب قدرة جديدة على مقاومة الجاذبية. عند كثافة المادة العالية، تبدأ الإلكترونات في تنافر بعضها البعض بشكل مكثف؛ وهذا لا يرجع إلى شحنتها الكهربائية، بل إلى خواصها الميكانيكية الكمومية. ويعتمد الضغط الناتج فقط على كثافة المادة ولا يعتمد على درجة حرارتها. يسمي الفيزيائيون خاصية انحطاط الإلكترونات هذه. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يمكن لضغط المادة المتحللة أن يقاوم الجاذبية. يتوقف انكماش النجم عندما يصبح بحجم الأرض تقريبًا. تسمى هذه النجوم بالأقزام البيضاء لأنها تتألق بشكل ضعيف، ولكن بعد الضغط مباشرة يكون لها سطح ساخن (أبيض). ومع ذلك، فإن درجة حرارة القزم الأبيض تنخفض تدريجيا، وبعد عدة مليارات من السنين، يصعب بالفعل ملاحظة هذا النجم: يصبح جسما باردا وغير مرئي.
انهيار النجوم الضخمة.
فإذا كانت كتلة النجم أكثر من 1.2 شمسية، فإن ضغط الإلكترونات المتحللة لن يكون قادرا على مقاومة الجاذبية، ولا يمكن للنجم أن يصبح قزما أبيض. ويستمر انهيارها الذي لا يمكن السيطرة عليه حتى تصل المادة إلى كثافة مماثلة لكثافة النوى الذرية (حوالي 3H1014 جم/سم3). وفي هذه الحالة، تتحول معظم المادة إلى نيوترونات، والتي تتحلل، مثل الإلكترونات الموجودة في القزم الأبيض. يمكن لضغط المادة النيوترونية المتحللة أن يوقف تقلص النجم إذا كانت كتلته لا تتجاوز كتلتين شمسيتين تقريبًا. يبلغ قطر النجم النيوتروني الناتج حوالي كاليفورنيا فقط. 20 كم. عندما يتوقف الانكماش السريع لنجم نيوتروني فجأة، تتحول كل الطاقة الحركية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة إلى مئات المليارات من الكلفن. ونتيجة لذلك، يحدث توهج عملاق للنجم، ويتم التخلص من طبقاته الخارجية بسرعة عالية، ويزداد اللمعان عدة مليارات من المرات. يطلق علماء الفلك على هذا اسم "انفجار المستعر الأعظم". وبعد حوالي عام، يتناقص سطوع منتجات الانفجار، ويبرد الغاز المنبعث تدريجيًا، ويختلط مع الغاز بين النجوم، وفي العصور اللاحقة يصبح جزءًا من نجوم الأجيال الجديدة. يدور النجم النيوتروني الذي ظهر أثناء الانهيار بسرعة في الملايين من السنين الأولى ويتم ملاحظته كباعث متغير - نجم نابض.
إذا تجاوزت كتلة النجم المنهار 2 شمسية بشكل كبير، فإن الضغط لا يتوقف عند مرحلة النجم النيوتروني، بل يستمر حتى ينخفض نصف قطره إلى عدة كيلومترات. ثم تزداد قوة الجاذبية على السطح لدرجة أنه حتى شعاع الضوء لا يستطيع مغادرة النجم. ويسمى النجم الذي انهار إلى هذا الحد بالثقب الأسود. لا يمكن دراسة مثل هذا الجسم الفلكي إلا من الناحية النظرية، وذلك باستخدام النظرية النسبية العامة لأينشتاين. تظهر الحسابات أن ضغط الثقب الأسود غير المرئي يستمر حتى تصل المادة إلى كثافة عالية لا نهائية.
