Θεωρητικά, κάθε κοσμικό σώμα μπορεί να μετατραπεί σε μαύρη τρύπα. Για παράδειγμα, ένας πλανήτης όπως η Γη θα έπρεπε να συρρικνωθεί σε μια ακτίνα μερικών χιλιοστών, κάτι που είναι, φυσικά, απίθανο στην πράξη. Στο νέο τεύχος με το βραβείο «Enlightener», η T&P δημοσιεύει ένα απόσπασμα από το βιβλίο του φυσικού Emil Akhmedov «On the Birth and Death of Black Holes», το οποίο εξηγεί πώς τα ουράνια σώματα μετατρέπονται σε μαύρες τρύπες και αν μπορούν να φανούν στο έναστρος ουρανός.
Πώς σχηματίζονται οι μαύρες τρύπες;
*Αν κάποια δύναμη συμπιέσει ένα ουράνιο σώμα στην ακτίνα Schwarzschild που αντιστοιχεί στη μάζα του, τότε θα κάμψει τόσο πολύ τον χωροχρόνο που ούτε το φως θα μπορέσει να το αφήσει. Αυτό σημαίνει ότι το σώμα θα γίνει μαύρη τρύπα.
Για παράδειγμα, για ένα αστέρι με μάζα του Ήλιου, η ακτίνα Schwarzschild είναι περίπου τρία χιλιόμετρα. Συγκρίνετε αυτήν την τιμή με το πραγματικό μέγεθος του Ήλιου - 700.000 χιλιόμετρα. Ταυτόχρονα, για έναν πλανήτη με τη μάζα της Γης, η ακτίνα Schwarzschild είναι ίση με αρκετά χιλιοστά.
Μόνο η βαρυτική δύναμη είναι ικανή να συμπιέσει ένα ουράνιο σώμα σε τόσο μικρά μεγέθη όπως η ακτίνα Schwarzschild*, αφού μόνο η βαρυτική αλληλεπίδραση οδηγεί αποκλειστικά σε έλξη και στην πραγματικότητα αυξάνεται απεριόριστα με την αύξηση της μάζας. Η ηλεκτρομαγνητική αλληλεπίδραση μεταξύ στοιχειωδών σωματιδίων είναι πολλές τάξεις μεγέθους ισχυρότερη από την αλληλεπίδραση της βαρύτητας. Ωστόσο, οποιοδήποτε ηλεκτρικό φορτίο, κατά κανόνα, αποδεικνύεται ότι αντισταθμίζεται από ένα φορτίο του αντίθετου πρόσημου. Τίποτα δεν μπορεί να θωρακίσει το βαρυτικό φορτίο - τη μάζα.
Ένας πλανήτης όπως η Γη δεν συρρικνώνεται υπό το βάρος του στις κατάλληλες διαστάσεις Schwarzschild επειδή η μάζα του δεν είναι αρκετή για να υπερνικήσει την ηλεκτρομαγνητική απώθηση των πυρήνων, των ατόμων και των μορίων από τα οποία αποτελείται. Και ένα αστέρι όπως ο Ήλιος, που είναι ένα πολύ πιο μαζικό αντικείμενο, δεν συστέλλεται λόγω ισχυρής αέριο-δυναμικής πίεσης λόγω της υψηλής θερμοκρασίας στα βάθη του.
Σημειώστε ότι για αστέρια πολύ μεγάλης μάζας, με μάζα μεγαλύτερη από εκατό Ήλιους, η συμπίεση δεν συμβαίνει κυρίως λόγω ισχυρής πίεσης φωτός. Για αστέρια με μεγαλύτερη μάζα από διακόσιους Ήλιους, ούτε η αεριοδυναμική ούτε η ελαφριά πίεση είναι επαρκής για να αποτρέψει την καταστροφική συμπίεση (κατάρρευση) ενός τέτοιου άστρου σε μια μαύρη τρύπα. Ωστόσο, παρακάτω θα συζητήσουμε την εξέλιξη των ελαφρύτερων αστεριών.
Το φως και η θερμότητα των αστεριών είναι προϊόντα θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Αυτή η αντίδραση συμβαίνει επειδή υπάρχει αρκετό υδρογόνο στο εσωτερικό των αστεριών και η ύλη συμπιέζεται πολύ υπό την πίεση ολόκληρης της μάζας του άστρου. Η ισχυρή συμπίεση καθιστά δυνατή την υπέρβαση της ηλεκτρομαγνητικής απώθησης πανομοιότυπων φορτίων πυρήνων υδρογόνου, επειδή μια θερμοπυρηνική αντίδραση είναι η σύντηξη πυρήνων υδρογόνου σε έναν πυρήνα ηλίου, που συνοδεύεται από μεγάλη απελευθέρωση ενέργειας.
Αργά ή γρήγορα, η ποσότητα του θερμοπυρηνικού καυσίμου (υδρογόνο) θα μειωθεί πολύ, η ελαφριά πίεση θα εξασθενήσει και η θερμοκρασία θα πέσει. Εάν η μάζα του αστεριού είναι αρκετά μικρή, όπως ο Ήλιος, τότε θα περάσει την φάση του κόκκινου γίγαντα και θα γίνει ένας λευκός νάνος.
Εάν η μάζα του είναι μεγάλη, τότε το αστέρι θα αρχίσει να συρρικνώνεται υπό το βάρος του. Θα υπάρξει μια κατάρρευση, την οποία μπορούμε να δούμε ως έκρηξη σουπερνόβα. Αυτή είναι μια πολύ περίπλοκη διαδικασία, που αποτελείται από πολλές φάσεις, και δεν είναι ακόμη όλες οι λεπτομέρειες σαφείς στους επιστήμονες, αλλά πολλά είναι ήδη ξεκάθαρα. Είναι γνωστό, για παράδειγμα, ότι η περαιτέρω μοίρα ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα του τη στιγμή πριν από την κατάρρευση. Το αποτέλεσμα μιας τέτοιας συμπίεσης μπορεί να είναι είτε ένα αστέρι νετρονίων είτε μια μαύρη τρύπα, είτε ένας συνδυασμός πολλών τέτοιων αντικειμένων και λευκών νάνων.
«Οι μαύρες τρύπες είναι το αποτέλεσμα της κατάρρευσης των βαρύτερων αστεριών»
Τα αστέρια νετρονίων και οι λευκοί νάνοι δεν καταρρέουν σε μαύρες τρύπες επειδή δεν έχουν αρκετή μάζα για να υπερνικήσουν την πίεση του αερίου νετρονίου ή ηλεκτρονίου, αντίστοιχα. Αυτές οι πιέσεις οφείλονται σε κβαντικά φαινόμενα που τίθενται σε ισχύ μετά από πολύ ισχυρή συμπίεση. Η συζήτηση για το τελευταίο δεν σχετίζεται άμεσα με τη φυσική των μαύρων τρυπών και ξεφεύγει από το πεδίο εφαρμογής αυτού του βιβλίου.
Ωστόσο, εάν, για παράδειγμα, ένα αστέρι νετρονίων βρίσκεται σε ένα δυαδικό σύστημα αστέρων, τότε μπορεί να προσελκύσει ύλη από ένα συνοδό αστέρι. Σε αυτή την περίπτωση, η μάζα του θα αυξηθεί και, αν ξεπεράσει μια ορισμένη κρίσιμη τιμή, θα συμβεί ξανά κατάρρευση, αυτή τη φορά με το σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας. Η κρίσιμη μάζα καθορίζεται από την συνθήκη ότι το αέριο νετρονίων δημιουργεί ανεπαρκή πίεση για να το κρατήσει από περαιτέρω συμπίεση.
*Αυτή είναι μια εκτίμηση. Η ακριβής τιμή του ορίου δεν είναι ακόμη γνωστή. - Περίπου. συγγραφέας.
Έτσι, οι μαύρες τρύπες είναι το αποτέλεσμα της κατάρρευσης των βαρύτερων αστεριών. Σύμφωνα με τη σύγχρονη αντίληψη, η μάζα του πυρήνα του άστρου μετά την καύση του θερμοπυρηνικού καυσίμου θα πρέπει να είναι τουλάχιστον δυόμισι ηλιακή*. Καμία κατάσταση ύλης που είναι γνωστή σε εμάς δεν είναι ικανή να δημιουργήσει μια τέτοια πίεση που θα εμπόδιζε μια τόσο μεγάλη μάζα να συμπιεστεί σε μια μαύρη τρύπα εάν καιγόταν όλο το θερμοπυρηνικό καύσιμο. Θα συζητήσουμε τα γεγονότα που επιβεβαιώνουν πειραματικά τον αναφερόμενο περιορισμό στη μάζα ενός άστρου για το σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας λίγο αργότερα, όταν θα μιλήσουμε για το πώς οι αστρονόμοι ανακαλύπτουν τις μαύρες τρύπες. […]
Ρύζι. 7. Εσφαλμένη αντίληψη της κατάρρευσης από την οπτική γωνία ενός εξωτερικού παρατηρητή ως επιβράδυνσης αιώνιας πτώσης αντί του σχηματισμού ενός ορίζοντα μαύρης τρύπας
Σε σχέση με τη συζήτησή μας, θα είναι διδακτικό να χρησιμοποιήσουμε ένα παράδειγμα για να θυμηθούμε τη διασύνδεση διαφόρων ιδεών και εννοιών στην επιστήμη. Αυτή η ιστορία μπορεί να δώσει στον αναγνώστη μια αίσθηση του πιθανού βάθους του θέματος που συζητείται.
Είναι γνωστό ότι ο Γαλιλαίος βρήκε αυτό που σήμερα ονομάζεται νόμος του Νεύτωνα για τα αδρανειακά πλαίσια αναφοράς ως απάντηση στην κριτική του συστήματος του Κοπέρνικου. Η κριτική ήταν ότι η Γη δεν μπορεί να περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο γιατί διαφορετικά δεν θα μπορούσαμε να μείνουμε στην επιφάνειά της.
Σε απάντηση, ο Γαλιλαίος υποστήριξε ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο με αδράνεια. Δεν μπορούμε όμως να διακρίνουμε την αδρανειακή κίνηση από την ηρεμία, όπως δεν νιώθουμε την αδρανειακή κίνηση, για παράδειγμα, ενός πλοίου. Ταυτόχρονα, δεν πίστευε στις βαρυτικές δυνάμεις μεταξύ πλανητών και αστεριών, αφού δεν πίστευε στη δράση εξ αποστάσεως και δεν μπορούσε καν να γνωρίζει την ύπαρξη πεδίων. Και δεν θα δεχόμουν μια τόσο αφηρημένη εξήγηση εκείνη τη στιγμή.
Ο Γαλιλαίος πίστευε ότι η αδρανειακή κίνηση μπορεί να συμβεί μόνο κατά μήκος μιας ιδανικής καμπύλης, δηλαδή, η Γη μπορεί να κινηθεί μόνο σε κύκλο ή σε κύκλο, το κέντρο του οποίου, με τη σειρά του, περιστρέφεται σε κύκλο γύρω από τον Ήλιο. Δηλαδή, μπορεί να υπάρχει επικάλυψη διαφορετικών αδρανειακών κινήσεων. Αυτός ο τελευταίος τύπος κίνησης μπορεί να γίνει πιο περίπλοκος προσθέτοντας ακόμη περισσότερους κύκλους στη σύνθεση. Μια τέτοια περιστροφή ονομάζεται κίνηση κατά μήκος των επικύκλων. Εφευρέθηκε για να εναρμονίσει το Πτολεμαϊκό σύστημα με τις παρατηρούμενες θέσεις των πλανητών.
Παρεμπιπτόντως, τη στιγμή της δημιουργίας του, το σύστημα του Κοπέρνικου περιέγραψε τα παρατηρούμενα φαινόμενα πολύ χειρότερα από το σύστημα των Πτολεμαίων. Δεδομένου ότι ο Κοπέρνικος πίστευε επίσης μόνο στην κίνηση σε τέλειους κύκλους, αποδείχθηκε ότι τα κέντρα των τροχιών ορισμένων πλανητών βρίσκονταν έξω από τον Ήλιο. (Αυτό το τελευταίο ήταν ένας από τους λόγους για την καθυστέρηση της έκδοσης των έργων του από τον Κοπέρνικο. Άλλωστε, πίστευε στο σύστημά του βασισμένος σε αισθητικές εκτιμήσεις και η παρουσία περίεργων μετατοπίσεων τροχιακών κέντρων πέρα από τον Ήλιο δεν ταίριαζε σε αυτές τις σκέψεις.)
Είναι διδακτικό ότι, κατ' αρχήν, το σύστημα του Πτολεμαίου μπορούσε να περιγράψει τα παρατηρούμενα δεδομένα με οποιαδήποτε προκαθορισμένη ακρίβεια - ήταν απαραίτητο μόνο να προστεθεί ο απαιτούμενος αριθμός επικύκλων. Ωστόσο, παρά όλες τις λογικές αντιφάσεις στις αρχικές ιδέες των δημιουργών του, μόνο το σύστημα του Κοπέρνικου θα μπορούσε να οδηγήσει σε μια εννοιολογική επανάσταση στις απόψεις μας για τη φύση - στον νόμο της παγκόσμιας έλξης, που περιγράφει τόσο την κίνηση των πλανητών όσο και την πτώση του ένα μήλο στο κεφάλι του Νεύτωνα και αργότερα στην έννοια του χωραφιού.
Επομένως, ο Γαλιλαίος αρνήθηκε την Κεπλριανή κίνηση των πλανητών κατά μήκος των ελλείψεων. Αυτός και ο Κέπλερ αντάλλαξαν γράμματα, τα οποία ήταν γραμμένα με έναν μάλλον οξύθυμο τόνο*. Αυτό συμβαίνει παρά την πλήρη υποστήριξή τους στο ίδιο πλανητικό σύστημα.
Έτσι, ο Γαλιλαίος πίστευε ότι η Γη κινείται γύρω από τον Ήλιο με αδράνεια. Από τη σκοπιά της Νευτώνειας μηχανικής, αυτό είναι ένα σαφές λάθος, αφού η βαρυτική δύναμη δρα στη Γη. Ωστόσο, από τη σκοπιά της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, ο Galileo πρέπει να έχει δίκιο: δυνάμει αυτής της θεωρίας, τα σώματα σε ένα βαρυτικό πεδίο κινούνται με αδράνεια, τουλάχιστον όταν η δική τους βαρύτητα μπορεί να παραμεληθεί. Αυτή η κίνηση συμβαίνει κατά μήκος της λεγόμενης γεωδαισιακής καμπύλης. Στον επίπεδο χώρο, αυτή είναι απλώς μια ευθεία γραμμή του κόσμου, αλλά στην περίπτωση ενός πλανήτη στο Ηλιακό Σύστημα, είναι μια γεωδαισιακή γραμμή του κόσμου που αντιστοιχεί σε μια ελλειπτική τροχιά, και όχι απαραίτητα σε μια κυκλική. Δυστυχώς, ο Galileo δεν μπορούσε να το γνωρίζει αυτό.
Ωστόσο, από τη γενική θεωρία της σχετικότητας είναι γνωστό ότι η κίνηση συμβαίνει κατά μήκος ενός γεωδαισίου μόνο εάν μπορεί κανείς να παραμελήσει την καμπυλότητα του χώρου από το ίδιο το κινούμενο σώμα (τον πλανήτη) και να υποθέσει ότι καμπυλώνεται αποκλειστικά από το βαρυτικό κέντρο (τον Ήλιο). . Τίθεται ένα φυσικό ερώτημα: είχε δίκιο ο Γαλιλαίος για την αδρανειακή κίνηση της Γης γύρω από τον Ήλιο; Και παρόλο που αυτό δεν είναι τόσο σημαντικό ερώτημα, αφού πλέον γνωρίζουμε τον λόγο για τον οποίο οι άνθρωποι δεν πετούν από τη Γη, μπορεί να έχει κάποια σχέση με τη γεωμετρική περιγραφή της βαρύτητας.
Πώς μπορείτε να «δείτε» μια μαύρη τρύπα;
[...] Ας προχωρήσουμε τώρα σε μια συζήτηση για το πώς παρατηρούνται οι μαύρες τρύπες στον έναστρο ουρανό. Εάν μια μαύρη τρύπα έχει καταναλώσει όλη την ύλη που την περιέβαλε, τότε μπορεί να φανεί μόνο μέσω της παραμόρφωσης των ακτίνων φωτός από μακρινά αστέρια. Δηλαδή, αν υπήρχε μια μαύρη τρύπα σε τόσο καθαρή μορφή όχι μακριά από εμάς, τότε θα βλέπαμε περίπου αυτό που φαίνεται στο εξώφυλλο. Αλλά ακόμη και έχοντας συναντήσει ένα τέτοιο φαινόμενο, δεν μπορεί κανείς να είναι σίγουρος ότι πρόκειται για μια μαύρη τρύπα, και όχι απλώς για ένα τεράστιο, μη φωτεινό σώμα. Χρειάζεται λίγη δουλειά για να διαφοροποιηθεί το ένα από το άλλο.
Ωστόσο, στην πραγματικότητα, οι μαύρες τρύπες περιβάλλονται από σύννεφα που περιέχουν στοιχειώδη σωματίδια, σκόνη, αέρια, μετεωρίτες, πλανήτες, ακόμη και αστέρια. Επομένως, οι αστρονόμοι παρατηρούν κάτι σαν την εικόνα που φαίνεται στο Σχ. 9. Πώς όμως καταλήγουν στο συμπέρασμα ότι είναι μαύρη τρύπα και όχι κάποιου είδους αστέρι;
Ρύζι. 9. Η πραγματικότητα είναι πολύ πιο πεζή και πρέπει να παρατηρήσουμε μαύρες τρύπες που περιβάλλονται από διάφορα ουράνια σώματα, αέρια και σύννεφα σκόνης
Για να ξεκινήσετε, επιλέξτε μια περιοχή συγκεκριμένου μεγέθους στον έναστρο ουρανό, συνήθως σε ένα δυαδικό αστρικό σύστημα ή σε έναν ενεργό γαλαξιακό πυρήνα. Τα φάσματα της ακτινοβολίας που εκπέμπονται από αυτό καθορίζουν τη μάζα και τη συμπεριφορά της ουσίας σε αυτό. Στη συνέχεια, καταγράφεται ότι η ακτινοβολία εκπέμπεται από το εν λόγω αντικείμενο, όπως από σωματίδια που πέφτουν σε ένα βαρυτικό πεδίο, και όχι μόνο από θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στα έντερα των αστεριών. Η ακτινοβολία, η οποία είναι, ειδικότερα, το αποτέλεσμα της αμοιβαίας τριβής της ύλης που πέφτει σε ένα ουράνιο σώμα, περιέχει πολύ περισσότερη ενεργητική ακτινοβολία γάμμα από το αποτέλεσμα μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης.
«Οι μαύρες τρύπες περιβάλλονται από σύννεφα που περιέχουν στοιχειώδη σωματίδια, σκόνη, αέρια, μετεωρίτες, πλανήτες, ακόμη και αστέρια».
Εάν η παρατηρούμενη περιοχή είναι αρκετά μικρή, δεν είναι πάλσαρ και έχει μεγάλη μάζα συγκεντρωμένη μέσα της, τότε συμπεραίνεται ότι πρόκειται για μαύρη τρύπα. Πρώτον, προβλέπεται θεωρητικά ότι μετά την καύση του καυσίμου σύντηξης, δεν υπάρχει κατάσταση ύλης που θα μπορούσε να δημιουργήσει πίεση που θα μπορούσε να αποτρέψει την κατάρρευση τόσων μάζας σε μια τόσο μικρή περιοχή.
Δεύτερον, όπως μόλις τονίστηκε, τα εν λόγω αντικείμενα δεν πρέπει να είναι πάλσαρ. Ένα πάλσαρ είναι ένα αστέρι νετρονίων που, σε αντίθεση με μια μαύρη τρύπα, έχει επιφάνεια και συμπεριφέρεται σαν μεγάλος μαγνήτης, που είναι ένα από εκείνα τα πιο λεπτά χαρακτηριστικά του ηλεκτρομαγνητικού πεδίου από το φορτίο. Τα αστέρια νετρονίων, που είναι το αποτέλεσμα της πολύ ισχυρής συμπίεσης των αρχικών περιστρεφόμενων αστέρων, περιστρέφονται ακόμη πιο γρήγορα, επειδή η γωνιακή ορμή πρέπει να διατηρηθεί. Αυτό κάνει τέτοια αστέρια να δημιουργούν μαγνητικά πεδία που ποικίλλουν με την πάροδο του χρόνου. Τα τελευταία παίζουν σημαντικό ρόλο στο σχηματισμό χαρακτηριστικής παλλόμενης ακτινοβολίας.
Όλα τα πάλσαρ που έχουν βρεθεί μέχρι στιγμής έχουν μάζα μικρότερη από δυόμισι ηλιακές μάζες. Πηγές χαρακτηριστικής ενεργειακής ακτινοβολίας γάμμα των οποίων η μάζα υπερβαίνει αυτό το όριο δεν είναι πάλσαρ. Όπως φαίνεται, αυτό το όριο μάζας συμπίπτει με θεωρητικές προβλέψεις που γίνονται με βάση τις γνωστές σε εμάς καταστάσεις της ύλης.
Όλα αυτά, αν και δεν αποτελούν άμεση παρατήρηση, είναι ένα αρκετά πειστικό επιχείρημα υπέρ του γεγονότος ότι είναι μαύρες τρύπες που βλέπουν οι αστρονόμοι και όχι οτιδήποτε άλλο. Αν και τι μπορεί να θεωρηθεί άμεση παρατήρηση και τι όχι είναι μεγάλο ερώτημα. Εξάλλου, εσύ, ο αναγνώστης, δεν βλέπεις το ίδιο το βιβλίο, αλλά μόνο το φως που διαχέεται από αυτό. Και μόνο ο συνδυασμός απτικής και οπτικής αίσθησης σας πείθει για την πραγματικότητα της ύπαρξής του. Με τον ίδιο τρόπο, οι επιστήμονες εξάγουν ένα συμπέρασμα για την πραγματικότητα της ύπαρξης αυτού ή εκείνου του αντικειμένου με βάση το σύνολο των δεδομένων που παρατηρούν.
ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ, υδροδυναμική συμπίεση ενός διαστημικού αντικειμένου υπό την επίδραση των δικών του βαρυτικών δυνάμεων, που οδηγεί σε σημαντική μείωση του μεγέθους του. Για την ανάπτυξη της βαρυτικής κατάρρευσης, είναι απαραίτητο οι δυνάμεις πίεσης (απώθησης) να απουσιάζουν εντελώς ή, τουλάχιστον, να είναι ανεπαρκείς για την εξουδετέρωση των βαρυτικών δυνάμεων. Η βαρυτική κατάρρευση συμβαίνει σε δύο ακραία στάδια της αστρικής εξέλιξης. Πρώτον, η γέννηση ενός αστεριού ξεκινά με τη βαρυτική κατάρρευση ενός νέφους αερίου και σκόνης. Δεύτερον, ορισμένα αστέρια τερματίζουν την εξέλιξή τους μέσω βαρυτικής κατάρρευσης, με το κεντρικό τους τμήμα (πυρήνα) να περνά στην τελική κατάσταση ενός αστέρα νετρονίων ή μιας μαύρης τρύπας. Ταυτόχρονα, το αραιωμένο κέλυφος μπορεί να εκτιναχθεί από ένα ισχυρό ωστικό κύμα, το οποίο οδηγεί σε έκρηξη σουπερνόβα. Η βαρυτική κατάρρευση συμβαίνει επίσης σε μεγαλύτερες κλίμακες - σε ορισμένα στάδια της εξέλιξης των γαλαξιακών πυρήνων. Οι αστρονομικές παρατηρήσεις που χρησιμοποιούν διαστημικά τηλεσκόπια σε τροχιά στο εύρος των οπτικών, IR και ακτίνων Χ υποδεικνύουν πειστικά την παρουσία τεράστιων μαύρων τρυπών που ζυγίζουν από αρκετά εκατομμύρια έως αρκετά δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες στα κέντρα ορισμένων γαλαξιών. Στο κέντρο του Γαλαξία μας υπάρχει ένα «σημείο» αόρατο αντικείμενο - μια μαύρη τρύπα με μάζα 3 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών, που προσδιορίζεται από τις τροχιές γειτονικών αστεριών που περιστρέφονται γύρω της. Τέτοιες μαύρες τρύπες προκύπτουν αρχικά λόγω βαρυτικής κατάρρευσης και στη συνέχεια αυξάνουν σταδιακά τη μάζα τους, απορροφώντας την περιβάλλουσα ύλη.
Η βαρυτική κατάρρευση σχετίζεται με την απώλεια της σταθερότητας ενός αντικειμένου σε σχέση με τη συμπίεση υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων. Αφού χάσει τη σταθερότητα με την πάροδο του χρόνου, το αντικείμενο αποκλίνει όλο και περισσότερο από την αρχική κατάσταση της υδροστατικής ισορροπίας και οι δυνάμεις της βαρύτητας αρχίζουν να υπερισχύουν των δυνάμεων της πίεσης, γεγονός που προκαλεί περαιτέρω επιτάχυνση της συμπίεσης. Η βαρυτική κατάρρευση κατά τη γέννηση των άστρων και ο σχηματισμός άστρων νετρονίων και μαύρων οπών βασίζονται σε εντελώς διαφορετικές φυσικές διεργασίες. Ωστόσο, η υδροδυναμική εικόνα της ανάπτυξης της βαρυτικής κατάρρευσης είναι βασικά η ίδια και στις δύο περιπτώσεις.
Η γέννηση των άστρων συνδέεται με τη βαρυτική αστάθεια του διαστρικού μέσου. Κατά τον σχηματισμό των άστρων νετρονίων και των μαύρων οπών, η ώθηση για την έναρξη της βαρυτικής κατάρρευσης είναι η απώλεια της σταθερότητας των αστεριών λόγω της διάσπασης των ατομικών πυρήνων στα νουκλεόνια τους ή/και του ουδετρονισμού της ύλης του άστρου (μαζική σύλληψη ηλεκτρονίων από το άτομο πυρήνες), που συνοδεύονται από έντονες απώλειες ενέργειας μέσω της εκπομπής νετρίνων ηλεκτρονίων.
Η βαρυτική κατάρρευση που έχει ξεκινήσει αναπτύσσεται με ολοένα και πιο επιταχυνόμενους ρυθμούς, κυρίως για δύο λόγους. Πρώτον, η ενεργειακή δαπάνη για τη διάσπαση των σωματιδίων της ύλης (διάσταση μορίων και ιονισμός ατόμων κατά τη συμπίεση πρωτοαστρικών νεφών, διάσταση ατομικών πυρήνων κατά το σχηματισμό άστρων νετρονίων) οδηγεί σε μείωση του ρυθμού αύξησης της πίεσης που αποτρέπει η συμπίεση της ύλης. Δεύτερον, οι έντονες απώλειες ενέργειας λόγω ακτινοβολίας κατά τη βαρυτική κατάρρευση επιβραδύνουν περαιτέρω την αύξηση της πίεσης.
Μια λεπτομερής περιγραφή της βαρυτικής κατάρρευσης μπορεί να ληφθεί μόνο χρησιμοποιώντας υπολογιστές υψηλής ταχύτητας, λαμβάνοντας υπόψη ειδικούς μηχανισμούς απώλειας ενέργειας (ακτινοβολία IR ή νετρίνα) και άλλες φυσικές ιδιότητες της ουσίας που καταρρέει. Όσο μεγαλύτερη είναι η πυκνότητα της ύλης μέσα στον όγκο που καταρρέει, τόσο πιο γρήγορα αναπτύσσεται η βαρυτική κατάρρευση. Επομένως, η περιοχή κοντά στο κέντρο του άστρου (κεντρικός πυρήνας) καταρρέει πρώτα. Αφού σταματήσει η βαρυτική κατάρρευση του πυρήνα, η ουσία του κελύφους συγκρούεται μαζί του με υπερηχητική ταχύτητα, σχηματίζοντας ένα ισχυρό ωστικό κύμα (SW). Στην κεντρική περιοχή του αντικειμένου, προκύπτει υπερβολική πίεση, υπό την επίδραση της οποίας το κρουστικό κύμα κινείται προς την εξωτερική κατεύθυνση. Το σοκ όχι μόνο σταματά την πτώση του κελύφους, αλλά μπορεί επίσης να δώσει στα εξωτερικά στρώματα μια ταχύτητα που κατευθύνεται μακριά από το κέντρο. Αυτό το φαινόμενο, που ανακαλύφθηκε σε λεπτομερείς υπολογισμούς της βαρυτικής κατάρρευσης, ονομάζεται υδροδυναμική ανάκλαση (αναπήδηση). Η ύπαρξή του είναι σημαντική για τη διάγνωση της βαρυτικής κατάρρευσης στις παρατηρήσεις, ιδιαίτερα για τη θεωρία των εκρήξεων σουπερνόβα.
Μετά την πτώση της κύριας μάζας του κελύφους στον πυρήνα και την εξασθένηση που προκαλείται από την υδροδυναμική ανάκλαση των παλμών του πυρήνα, η βαρυτική κατάρρευση ουσιαστικά τελειώνει. Ωστόσο, ένα σημαντικό μέρος της ενέργειας που απελευθερώνεται κατά τη βαρυτική κατάρρευση δεν έχει χρόνο να εκπέμπεται και καταλήγει να αποθηκευτεί με τη μορφή θερμότητας στο προκύπτον πυκνό αντικείμενο υδροστατικής ισορροπίας (σε ένα πρωτοάστρο ή σε ένα καυτό αστέρι νετρονίων). Καθώς η ενέργεια εκπέμπεται, το πρωτάστερο συνεχίζει να συστέλλεται αργά. Σύμφωνα με το ιικό θεώρημα, η θερμοκρασία στο κέντρο του πρωτοάστρου αυξάνεται και, τελικά, φτάνει σε μια τιμή επαρκή για να συμβούν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις - ο πρωτοάστρος μετατρέπεται σε ένα συνηθισμένο αστέρι.
Στα τελικά στάδια της εξέλιξης των μεγάλων αστεριών, μπορούν να δημιουργηθούν συνθήκες ευνοϊκές για το σχηματισμό αστρικών πυρήνων που είναι ασταθείς στη βαρυτική κατάρρευση με μάζα που υπερβαίνει την οριακή μάζα ενός αστέρα νετρονίων (2-3 ηλιακές μάζες). Κάτω από τέτοιες συνθήκες, η βαρυτική κατάρρευση δεν μπορεί πλέον να σταματήσει στην ενδιάμεση κατάσταση ενός αστέρα νετρονίων ισορροπίας και συνεχίζεται επ' αόριστον με το σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας. Ο κύριος ρόλος εδώ παίζεται από τα αποτελέσματα της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, επομένως μια τέτοια βαρυτική κατάρρευση ονομάζεται σχετικιστική.
Η βαρυτική κατάρρευση μπορεί να επηρεαστεί σημαντικά από την περιστροφή του αντικειμένου που καταρρέει και το μαγνητικό του πεδίο. Διατηρώντας τη γωνιακή ορμή και τη μαγνητική ροή, η ταχύτητα περιστροφής και το μαγνητικό πεδίο αυξάνονται κατά τη διαδικασία συμπίεσης, γεγονός που μπορεί να αλλάξει την εικόνα της βαρυτικής κατάρρευσης όχι μόνο ποσοτικά, αλλά και ποιοτικά. Για παράδειγμα, απουσία σφαιρικής συμμετρίας, η απώλεια ενέργειας μέσω της εκπομπής βαρυτικών κυμάτων καθίσταται δυνατή. Μια αρκετά ισχυρή αρχική περιστροφή μπορεί να οδηγήσει στη διακοπή της βαρυτικής κατάρρευσης σε ένα ενδιάμεσο στάδιο, όταν περαιτέρω συμπίεση θα είναι δυνατή μόνο με την παρουσία μηχανισμών απώλειας της γωνιακής ορμής ή όταν το αντικείμενο κατακερματίζεται σε μικρότερες συστάδες. Η ποσοτική θεωρία της βαρυτικής κατάρρευσης λαμβάνοντας υπόψη την περιστροφή και/ή το μαγνητικό πεδίο μόλις αρχίζει να αναπτύσσεται και βασίζεται στα επιτεύγματα των σύγχρονων υπολογιστικών μαθηματικών. Τα αποτελέσματα που λαμβάνονται για τη βαρυτική κατάρρευση χωρίς να λαμβάνεται υπόψη η περιστροφή και το μαγνητικό πεδίο, έχουν ωστόσο σημαντική εφαρμοσμένη σημασία και σε ορισμένες περιπτώσεις είναι, προφανώς, μια καλή προσέγγιση στην πραγματικότητα.
Η μελέτη της βαρυτικής κατάρρευσης έχει αποκτήσει ιδιαίτερο ενδιαφέρον σε σχέση με τα επιτεύγματα της υπέρυθρης αστρονομίας, η οποία καθιστά δυνατή την παρατήρηση της γέννησης των άστρων, καθώς και την κατασκευή υπόγειων παρατηρητηρίων νετρίνων ικανών να ανιχνεύουν έκρηξη ακτινοβολίας νετρίνων σε περίπτωση ο σχηματισμός άστρων νετρονίων και μαύρων οπών στον Γαλαξία μας.
Λιτ.: Zeldovich Ya B., Novikov I. D. Theory of gravity and the evolution of stars. Μ., 1971; Shklovsky I. S. Αστέρια: γέννηση, ζωή και θάνατός τους. 3η έκδ. Μ., 1984; Φυσική του Διαστήματος: Μια μικρή εγκυκλοπαίδεια. 2η έκδ. Μ., 1986: Φυσική εγκυκλοπαίδεια. Μ., 1988. Τ. 1.
Το κύριο συστατικό ενός δυαδικού συστήματος έκλειψης έχει απόλυτο οπτικό μέγεθος. η βολομετρική διόρθωση που αντιστοιχεί στο φάσμα του είναι περίπου , έτσι ώστε: ο Ήλιος εκπέμπει περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο, 2,5121484 = 860.000 φορές, αλλά η μάζα του είναι 19 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου και επομένως ανά 1 g ύλης εκπέμπει 45.000 φορές περισσότερη παρά τον Ήλιο. Ο Ήλιος παράγει ακτινοβολία ανά 1 g μάζας. Με τον ίδιο τρόπο, βρίσκουμε ότι το συστατικό Β του οπτικού διπλού αστέρα Kruger 60 εκπέμπει 80 φορές λιγότερη ύλη ανά 1 g από τον Ήλιο, δηλαδή για αυτόν. Η ειδική ακτινοβολία του Sirius B, ενός λευκού νάνου, είναι ακόμη χαμηλότερη: . Εν τω μεταξύ, η μέση θερμοκρασία Τ ενός αστεριού αλλάζει ασύγκριτα λιγότερο για τα ίδια αστέρια (εκτός, ίσως, από έναν λευκό νάνο) (βλ. σελ. 196). Είναι δύσκολο να υποθέσουμε εκ των προτέρων ότι και στις τρεις περιπτώσεις ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας είναι ο ίδιος, αλλά αν είναι ο ίδιος, τότε, προφανώς, είναι πολύ ευαίσθητος στις αλλαγές των φυσικών συνθηκών μέσα στο αστέρι, ιδιαίτερα στη θερμοκρασία. Από τους διάφορους πιθανούς τύπους παραγωγής ενέργειας στα αστέρια, τα ακόλουθα δύο είναι σημαντικά:
α) βαρυτική συμπίεση,
β) θερμοπυρηνικές διεργασίες.
ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΣΥΜΠΙΕΣΗ
Εάν μια σπάνια μπάλα συμπιέζεται, τότε η δυναμική της ενέργεια μειώνεται [βλ. (15.8)]; αυτή η μείωση πηγαίνει σε αύξηση της κινητικής ενέργειας των σωματιδίων της μπάλας, δηλαδή σε αύξηση της θερμοκρασίας όταν η μπάλα είναι αέρια (βλ. (15.9)).
Η εσωτερική θερμική ενέργεια ενός ιδανικού αερίου που έχει φτάσει σε θερμοκρασία είναι ίση με 1 g Για ολόκληρο το αστέρι αυτό θα είναι
Το ολοκλήρωμα ισούται με . Αντικαθιστώντας εδώ την έκφραση από (15.9), στην οποία , και προσθέτοντας την έκφραση για δυναμική ενέργεια από (15.8), μπορούμε εύκολα να λάβουμε
Ολική Ενέργεια
Για ένα μονοατομικό αέριο και, επομένως, παραμελώντας την πίεση ακτινοβολίας του άστρου (για το οποίο ), θα έχουμε
δηλαδή η συνολική ενέργεια είναι ίση με τη μισή δυναμική ενέργεια και η μεταβολή της είναι μόνο η μισή της μεταβολής της δυνητικής ενέργειας.
Το πολυτροπικό μοντέλο, το οποίο είναι αρκετά ευρύ σε εφαρμογή, έχει τη δυναμική ενέργεια
Εδώ n είναι η κλάση πολυτροπίας (στην οποία η ενέργεια γίνεται θετική, δηλ. η μπάλα έχει απείρως μεγάλες διαστάσεις) και για το συναγωγικό μοντέλο
και για το τυπικό μοντέλο
Ο ρυθμός μεταβολής της ενέργειας θα πρέπει προφανώς να ταυτίζεται με τη φωτεινότητα του άστρου στο στάδιο της συμπίεσης:
Όπως φαίνεται από την ισότητα (17.4). οι αλλαγές στη συνολική ενέργεια, τις οποίες εξισώνουμε στο (17,8) με τη φωτεινότητα, αντιπροσωπεύουν μόνο το ήμισυ της μεταβολής της δυναμικής ενέργειας του άστρου. Το άλλο μισό πηγαίνει στο ζέσταμα.
Αν αντικαταστήσουμε στη δεξιά πλευρά του (17,9) αντί του L την εκπομπή ακτίνων του Ήλιου, και αντί του R τη μάζα και την ακτίνα του Ήλιου, τότε θα έχουμε
(17.10)
Ακολουθώντας μια επίσημη προσέγγιση στον τελευταίο υπολογισμό, μπορούμε να πούμε ότι αν υποθέσουμε ότι ο Ήλιος συστέλλεται, τότε με τα σημερινά χαρακτηριστικά του Ήλιου, η ακτίνα του Ήλιου είναι «αρκετή» μόνο για χρόνια για να αντισταθμίσει την απώλεια θερμότητας από ακτινοβολία. Ουσιαστικά πρέπει να πούμε ότι υπό βαρυτική συμπίεση ο Ήλιος αλλάζει σημαντικά σε 25 εκατομμύρια χρόνια. Όμως η γεωλογική ιστορία της Γης μας διδάσκει ότι ο Ήλιος ακτινοβολεί τη Γη λίγο πολύ για περίπου 3 δισεκατομμύρια χρόνια και, επομένως, η υποδεικνυόμενη χρονική κλίμακα των περίπου 20 εκατομμυρίων ετών, η λεγόμενη χρονική κλίμακα συστολής Kelvin-Helmholtz, είναι δεν είναι κατάλληλο για να εξηγήσει τη σύγχρονη εξέλιξη του Ήλιου. Είναι αρκετά κατάλληλο για την εξέλιξη των αστεριών που συμπυκνώνονται όταν θερμαίνονται κατά τη συμπίεση, έως ότου η θέρμανση γίνει τόσο δυνατή ώστε να τεθούν σε λειτουργία θερμοπυρηνικές αντιδράσεις.
ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ
ταχεία συμπίεση και αποσύνθεση ενός διαστρικού νέφους ή αστεριού υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Η βαρυτική κατάρρευση είναι ένα πολύ σημαντικό αστροφυσικό φαινόμενο. εμπλέκεται τόσο στο σχηματισμό άστρων, αστρικών σμηνών και γαλαξιών, όσο και στο θάνατο ορισμένων από αυτά. Στον διαστρικό χώρο υπάρχουν πολλά νέφη που αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο με πυκνότητα περίπου. 1000 at/cm3, μεγέθη από 10 έως 100 St. χρόνια. Η δομή τους και, ειδικότερα, η πυκνότητά τους αλλάζει συνεχώς υπό την επίδραση αμοιβαίων συγκρούσεων, θέρμανσης από αστρική ακτινοβολία, πίεση μαγνητικών πεδίων κ.λπ. Όταν η πυκνότητα ενός νέφους ή μέρους του γίνεται τόσο μεγάλη που η βαρύτητα υπερβαίνει την πίεση του αερίου, το νέφος αρχίζει να συρρικνώνεται ανεξέλεγκτα - καταρρέει. Οι μικρές ανομοιογένειες αρχικής πυκνότητας γίνονται ισχυρότερες κατά τη διάρκεια της διαδικασίας κατάρρευσης. Ως αποτέλεσμα, τα θραύσματα σύννεφων, δηλ. διασπάται σε μέρη, καθένα από τα οποία συνεχίζει να συρρικνώνεται. Σε γενικές γραμμές, όταν ένα αέριο συμπιέζεται, η θερμοκρασία και η πίεσή του αυξάνονται, γεγονός που μπορεί να αποτρέψει περαιτέρω συμπίεση. Αλλά ενώ το σύννεφο είναι διαφανές στην υπέρυθρη ακτινοβολία, ψύχεται εύκολα και η συμπίεση δεν σταματά. Ωστόσο, καθώς αυξάνεται η πυκνότητα των μεμονωμένων θραυσμάτων, η ψύξη τους γίνεται πιο δύσκολη και η αυξανόμενη πίεση σταματά την κατάρρευση - έτσι σχηματίζεται ένα αστέρι και ολόκληρο το σύνολο των θραυσμάτων σύννεφων που έχουν μετατραπεί σε αστέρια σχηματίζει ένα αστρικό σμήνος. Η κατάρρευση ενός σύννεφου σε ένα αστέρι ή αστρικό σμήνος διαρκεί περίπου ένα εκατομμύριο χρόνια - σχετικά γρήγορα σε κοσμική κλίμακα. Μετά από αυτό, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στα έντερα του αστεριού διατηρούν τη θερμοκρασία και την πίεση, γεγονός που εμποδίζει τη συμπίεση. Κατά τη διάρκεια αυτών των αντιδράσεων, τα ελαφρά χημικά στοιχεία μετατρέπονται σε βαρύτερα, απελευθερώνοντας τεράστια ενέργεια (παρόμοια με αυτό που συμβαίνει όταν εκρήγνυται μια βόμβα υδρογόνου). Η απελευθερωμένη ενέργεια φεύγει από το αστέρι με τη μορφή ακτινοβολίας. Τεράστια αστέρια εκπέμπουν πολύ έντονη ακτινοβολία και καίνε τα «καύσιμα» τους σε μόλις μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα αστέρια χαμηλής μάζας έχουν αρκετό καύσιμο για να διαρκέσουν πολλά δισεκατομμύρια χρόνια αργής καύσης. Αργά ή γρήγορα, κάθε αστέρι τελειώνει από καύσιμο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα σταματούν και, στερούμενος μια πηγή θερμότητας, παραμένει στο έλεος της δικής του βαρύτητας, οδηγώντας αναπόφευκτα το αστέρι στο θάνατο.
Κατάρρευση αστεριών χαμηλής μάζας.Εάν, μετά την απώλεια του φακέλου, το υπόλοιπο του άστρου έχει μάζα μικρότερη από 1,2 ηλιακή, τότε η βαρυτική του κατάρρευση δεν πάει πολύ μακριά: ακόμη και ένα αστέρι που συρρικνώνεται χωρίς πηγές θερμότητας αποκτά μια νέα ικανότητα να αντιστέκεται στη βαρύτητα. Σε υψηλή πυκνότητα ύλης, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να απωθούνται εντατικά το ένα το άλλο. αυτό δεν οφείλεται στο ηλεκτρικό τους φορτίο, αλλά στις κβαντομηχανικές τους ιδιότητες. Η πίεση που προκύπτει εξαρτάται μόνο από την πυκνότητα της ουσίας και δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία της. Οι φυσικοί αποκαλούν αυτή την ιδιότητα των ηλεκτρονίων εκφυλισμό. Στα αστέρια χαμηλής μάζας, η πίεση της εκφυλισμένης ύλης μπορεί να αντισταθεί στη βαρύτητα. Η συστολή ενός αστεριού σταματά όταν γίνει περίπου το μέγεθος της Γης. Τέτοια αστέρια ονομάζονται λευκοί νάνοι επειδή λάμπουν ασθενώς, αλλά αμέσως μετά τη συμπίεση έχουν μια μάλλον καυτή (λευκή) επιφάνεια. Ωστόσο, η θερμοκρασία του λευκού νάνου σταδιακά μειώνεται και μετά από αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια ένα τέτοιο αστέρι είναι ήδη δύσκολο να παρατηρηθεί: γίνεται ένα κρύο, αόρατο σώμα.
Κατάρρευση μεγάλων αστεριών.Εάν η μάζα του αστεριού είναι μεγαλύτερη από 1,2 ηλιακή, τότε η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν είναι σε θέση να αντισταθεί στη βαρύτητα και το αστέρι δεν μπορεί να γίνει λευκός νάνος. Η ανεξέλεγκτη κατάρρευσή του συνεχίζεται έως ότου η ουσία φτάσει σε πυκνότητα συγκρίσιμη με την πυκνότητα των ατομικών πυρήνων (περίπου 3 * 10 14 g/cm3). Σε αυτή την περίπτωση, το μεγαλύτερο μέρος της ύλης μετατρέπεται σε νετρόνια, τα οποία, όπως τα ηλεκτρόνια σε έναν λευκό νάνο, εκφυλίζονται. Η πίεση της εκφυλισμένης ύλης νετρονίων μπορεί να σταματήσει τη συστολή ενός άστρου εάν η μάζα του δεν υπερβαίνει περίπου τις 2 ηλιακές μάζες. Το αστέρι νετρονίων που προκύπτει έχει διάμετρο μόνο περίπου. 20 χλμ. Όταν η ταχεία συστολή ενός αστέρα νετρονίων σταματά ξαφνικά, όλη η κινητική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία αυξάνεται σε εκατοντάδες δισεκατομμύρια Κέλβιν. Ως αποτέλεσμα, εμφανίζεται μια γιγάντια έκλαμψη του άστρου, τα εξωτερικά στρώματά του εκτοξεύονται με μεγάλη ταχύτητα και η φωτεινότητα αυξάνεται αρκετά δισεκατομμύρια φορές. Οι αστρονόμοι το αποκαλούν «έκρηξη σουπερνόβα». Μετά από περίπου ένα χρόνο, η φωτεινότητα των προϊόντων της έκρηξης μειώνεται, το εκτοξευόμενο αέριο σταδιακά ψύχεται, αναμιγνύεται με το διαστρικό αέριο και στις επόμενες εποχές γίνεται μέρος των αστεριών των νέων γενεών. Το αστέρι νετρονίων που αναδύθηκε κατά την κατάρρευση περιστρέφεται γρήγορα τα πρώτα εκατομμύρια χρόνια και παρατηρείται ως μεταβλητός εκπομπός - ένα πάλσαρ. Εάν η μάζα του αστεριού που καταρρέει ξεπεράσει σημαντικά τα 2 ηλιακά, τότε η συμπίεση δεν σταματά στο στάδιο του αστέρα νετρονίων, αλλά συνεχίζεται έως ότου η ακτίνα του μειωθεί σε αρκετά χιλιόμετρα. Τότε η βαρυτική δύναμη στην επιφάνεια αυξάνεται τόσο πολύ που ούτε μια ακτίνα φωτός δεν μπορεί να φύγει από το αστέρι. Ένα αστέρι που έχει καταρρεύσει σε τέτοιο βαθμό ονομάζεται μαύρη τρύπα. Ένα τέτοιο αστρονομικό αντικείμενο μπορεί να μελετηθεί μόνο θεωρητικά, χρησιμοποιώντας τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι η συμπίεση της αόρατης μαύρης τρύπας συνεχίζεται μέχρι η ύλη να φτάσει σε απείρως υψηλή πυκνότητα.
δείτε επίσης PULSAR; ΜΑΥΡΗ ΤΡΥΠΑ .
ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ
Shklovsky I.S., Αστέρια: η γέννηση, η ζωή και ο θάνατός τους. Μ., 1984
Εγκυκλοπαίδεια Collier. - Ανοικτή Κοινωνία. 2000 .
Δείτε τι είναι το "GRAVITATIONAL COLLAPSE" σε άλλα λεξικά:
Η διαδικασία είναι υδροδυναμική. συμπίεση του σώματος υπό την επίδραση των δικών του. δυνάμεις βαρύτητας. Αυτή η διαδικασία στη φύση είναι δυνατή μόνο σε αρκετά μεγάλα σώματα, ιδιαίτερα σε αστέρια. Απαραίτητη προϋπόθεση για το G.K μια μείωση της ελαστικότητας στο VA μέσα σε ένα αστέρι, σε ένα σμήνος οδηγεί σε ... ... Φυσική εγκυκλοπαίδεια
Καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων. Η βαρυτική κατάρρευση μπορεί να τερματίσει την εξέλιξη των άστρων με μάζα που υπερβαίνει τις δύο ηλιακές μάζες. Μετά την εξάντληση του πυρηνικού καυσίμου σε τέτοια αστέρια, χάνουν τα... ... εγκυκλοπαιδικό λεξικό
Μοντέλο του μηχανισμού της βαρυτικής κατάρρευσης Η βαρυτική κατάρρευση είναι μια καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων. Βαρυτική στη... Βικιπαίδεια
Καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων. Η εξέλιξη των άστρων με μάζα μεγαλύτερη από δύο ηλιακές μάζες μπορεί να τελειώσει με βαρυτική κατάρρευση. Μετά την εξάντληση του πυρηνικού καυσίμου σε τέτοια αστέρια, χάνουν τα... ... Αστρονομικό Λεξικό
Βαρυτική κατάρρευση- (από τη βαρύτητα και το λατ. κατάρρευση πεσμένος) (στην αστροφυσική, την αστρονομία) καταστροφικά γρήγορη συμπίεση ενός άστρου στα τελευταία στάδια της εξέλιξης υπό την επίδραση των δικών του βαρυτικών δυνάμεων, που υπερβαίνει τις δυνάμεις εξασθένησης της πίεσης του θερμαινόμενου αερίου (ύλη) .. .. Οι απαρχές της σύγχρονης φυσικής επιστήμης
Δείτε Βαρυτική κατάρρευση... Μεγάλη Σοβιετική Εγκυκλοπαίδεια
Καταστροφικά γρήγορη συμπίεση μεγάλων σωμάτων υπό την επίδραση της βαρύτητας. δύναμη Το GK μπορεί να τερματίσει την εξέλιξη των άστρων με μάζα St. δύο ηλιακές μάζες. Μετά την εξάντληση του πυρηνικού καυσίμου σε τέτοια αστέρια, χάνουν τις μηχανικές τους ιδιότητες. βιωσιμότητα και... Φυσικές Επιστήμες. εγκυκλοπαιδικό λεξικό
Δείτε Gravitational Collapse... Μεγάλο Εγκυκλοπαιδικό Λεξικό
Δείτε βαρυτική κατάρρευση. * * * ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΚΑΤΑΡΡΗΣΗ ΒΑΡΥΤΙΚΗ, βλέπε βαρυτική κατάρρευση (βλ. Βαρυτική κατάρρευση) ... εγκυκλοπαιδικό λεξικό
Βιβλία
- Το όραμα του Αϊνστάιν. , Wheeler J.A. , Το βιβλίο του εξαιρετικού Αμερικανού φυσικού D. A. Wheeler είναι αφιερωμένο σε μια στοιχειώδη παρουσίαση της γεωμετροδυναμικής - την ενσάρκωση του ονείρου του Αϊνστάιν «να αναγάγει όλη τη φυσική στη γεωμετρία». Ο συγγραφέας ξεκινά με... Κατηγορία: Μαθηματικά και Φυσικές ΕπιστήμεςΣειρά: Εκδότης:
Στον διαστρικό χώρο υπάρχουν πολλά νέφη που αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο με πυκνότητα περίπου. 1000 at/cm 3, μεγέθη από 10 έως 100 sv. χρόνια. Η δομή τους και, ειδικότερα, η πυκνότητά τους αλλάζει συνεχώς υπό την επίδραση αμοιβαίων συγκρούσεων, θέρμανσης από αστρική ακτινοβολία, πίεση μαγνητικών πεδίων κ.λπ. Όταν η πυκνότητα ενός νέφους ή μέρους του γίνεται τόσο μεγάλη που η βαρύτητα υπερβαίνει την πίεση του αερίου, το νέφος αρχίζει να συρρικνώνεται ανεξέλεγκτα - καταρρέει. Οι μικρές ανομοιογένειες αρχικής πυκνότητας γίνονται ισχυρότερες κατά τη διάρκεια της διαδικασίας κατάρρευσης. Ως αποτέλεσμα, τα θραύσματα σύννεφων, δηλ. διασπάται σε μέρη, καθένα από τα οποία συνεχίζει να συρρικνώνεται.
Σε γενικές γραμμές, όταν ένα αέριο συμπιέζεται, η θερμοκρασία και η πίεσή του αυξάνονται, γεγονός που μπορεί να αποτρέψει περαιτέρω συμπίεση. Αλλά ενώ το σύννεφο είναι διαφανές στην υπέρυθρη ακτινοβολία, ψύχεται εύκολα και η συμπίεση δεν σταματά. Ωστόσο, καθώς αυξάνεται η πυκνότητα των μεμονωμένων θραυσμάτων, η ψύξη τους γίνεται πιο δύσκολη και η αυξανόμενη πίεση σταματά την κατάρρευση - έτσι σχηματίζεται ένα αστέρι και ολόκληρο το σύνολο των θραυσμάτων σύννεφων που έχουν μετατραπεί σε αστέρια σχηματίζει ένα αστρικό σμήνος.
Η κατάρρευση ενός σύννεφου σε ένα αστέρι ή αστρικό σμήνος διαρκεί περίπου ένα εκατομμύριο χρόνια—σχετικά γρήγορα σε κοσμική κλίμακα. Μετά από αυτό, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στα έντερα του αστεριού διατηρούν τη θερμοκρασία και την πίεση, γεγονός που εμποδίζει τη συμπίεση. Κατά τη διάρκεια αυτών των αντιδράσεων, τα ελαφρά χημικά στοιχεία μετατρέπονται σε βαρύτερα, απελευθερώνοντας τεράστια ενέργεια (παρόμοια με αυτό που συμβαίνει όταν εκρήγνυται μια βόμβα υδρογόνου). Η απελευθερωμένη ενέργεια φεύγει από το αστέρι με τη μορφή ακτινοβολίας. Τεράστια αστέρια εκπέμπουν πολύ έντονη ακτινοβολία και καίνε τα «καύσιμα» τους σε μόλις μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα αστέρια χαμηλής μάζας έχουν αρκετό καύσιμο για να διαρκέσουν πολλά δισεκατομμύρια χρόνια αργής καύσης. Αργά ή γρήγορα, κάθε αστέρι τελειώνει από καύσιμο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα σταματούν και, στερούμενος μια πηγή θερμότητας, παραμένει στο έλεος της δικής του βαρύτητας, οδηγώντας αναπόφευκτα το αστέρι στο θάνατο.
Κατάρρευση αστεριών χαμηλής μάζας.
Εάν, μετά την απώλεια του φακέλου, το υπόλοιπο του άστρου έχει μάζα μικρότερη από 1,2 ηλιακή, τότε η βαρυτική του κατάρρευση δεν πάει πολύ μακριά: ακόμη και ένα αστέρι που συρρικνώνεται χωρίς πηγές θερμότητας αποκτά μια νέα ικανότητα να αντιστέκεται στη βαρύτητα. Σε υψηλή πυκνότητα ύλης, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να απωθούνται εντατικά το ένα το άλλο. αυτό δεν οφείλεται στο ηλεκτρικό τους φορτίο, αλλά στις κβαντομηχανικές τους ιδιότητες. Η πίεση που προκύπτει εξαρτάται μόνο από την πυκνότητα της ουσίας και δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία της. Οι φυσικοί αποκαλούν αυτή την ιδιότητα των ηλεκτρονίων εκφυλισμό. Στα αστέρια χαμηλής μάζας, η πίεση της εκφυλισμένης ύλης μπορεί να αντισταθεί στη βαρύτητα. Η συστολή ενός αστεριού σταματά όταν γίνει περίπου το μέγεθος της Γης. Τέτοια αστέρια ονομάζονται λευκοί νάνοι επειδή λάμπουν ασθενώς, αλλά αμέσως μετά τη συμπίεση έχουν μια μάλλον καυτή (λευκή) επιφάνεια. Ωστόσο, η θερμοκρασία του λευκού νάνου σταδιακά μειώνεται και μετά από αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια ένα τέτοιο αστέρι είναι ήδη δύσκολο να παρατηρηθεί: γίνεται ένα κρύο, αόρατο σώμα.
Κατάρρευση μεγάλων αστεριών.
Εάν η μάζα του αστεριού είναι μεγαλύτερη από 1,2 ηλιακή, τότε η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν είναι σε θέση να αντισταθεί στη βαρύτητα και το αστέρι δεν μπορεί να γίνει λευκός νάνος. Η ανεξέλεγκτη κατάρρευσή του συνεχίζεται έως ότου η ουσία φτάσει σε πυκνότητα συγκρίσιμη με την πυκνότητα των ατομικών πυρήνων (περίπου 3H 10 14 g/cm 3). Σε αυτή την περίπτωση, το μεγαλύτερο μέρος της ύλης μετατρέπεται σε νετρόνια, τα οποία, όπως τα ηλεκτρόνια σε έναν λευκό νάνο, εκφυλίζονται. Η πίεση της εκφυλισμένης ύλης νετρονίων μπορεί να σταματήσει τη συστολή ενός άστρου εάν η μάζα του δεν υπερβαίνει περίπου τις 2 ηλιακές μάζες. Το αστέρι νετρονίων που προκύπτει έχει διάμετρο μόνο περίπου. 20 χλμ. Όταν η ταχεία συστολή ενός αστέρα νετρονίων σταματά ξαφνικά, όλη η κινητική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία αυξάνεται σε εκατοντάδες δισεκατομμύρια Κέλβιν. Ως αποτέλεσμα, εμφανίζεται μια γιγάντια έκλαμψη του άστρου, τα εξωτερικά στρώματά του εκτοξεύονται με μεγάλη ταχύτητα και η φωτεινότητα αυξάνεται αρκετά δισεκατομμύρια φορές. Οι αστρονόμοι το αποκαλούν "έκρηξη σουπερνόβα". Μετά από περίπου ένα χρόνο, η φωτεινότητα των προϊόντων της έκρηξης μειώνεται, το εκτοξευόμενο αέριο σταδιακά ψύχεται, αναμιγνύεται με το διαστρικό αέριο και στις επόμενες εποχές γίνεται μέρος των αστεριών των νέων γενεών. Το αστέρι νετρονίων που αναδύθηκε κατά την κατάρρευση περιστρέφεται γρήγορα τα πρώτα εκατομμύρια χρόνια και παρατηρείται ως μεταβλητός εκπομπός - ένα πάλσαρ.
Εάν η μάζα του αστεριού που καταρρέει ξεπεράσει σημαντικά τα 2 ηλιακά, τότε η συμπίεση δεν σταματά στο στάδιο του αστέρα νετρονίων, αλλά συνεχίζεται έως ότου η ακτίνα του μειωθεί σε αρκετά χιλιόμετρα. Τότε η βαρυτική δύναμη στην επιφάνεια αυξάνεται τόσο πολύ που ούτε μια ακτίνα φωτός δεν μπορεί να φύγει από το αστέρι. Ένα αστέρι που έχει καταρρεύσει σε τέτοιο βαθμό ονομάζεται μαύρη τρύπα. Ένα τέτοιο αστρονομικό αντικείμενο μπορεί να μελετηθεί μόνο θεωρητικά, χρησιμοποιώντας τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι η συμπίεση της αόρατης μαύρης τρύπας συνεχίζεται μέχρι η ύλη να φτάσει σε απείρως υψηλή πυκνότητα.
