תיאורטית, כל גוף קוסמי יכול להפוך לחור שחור. לדוגמה, כוכב לכת כמו כדור הארץ יצטרך להתכווץ לרדיוס של כמה מילימטרים, וזה, כמובן, לא סביר בפועל. בגיליון החדש עם פרס "הנאור", T&P מפרסמת קטע מספרו של הפיזיקאי אמיל אחמדוב "על לידתם ומותם של חורים שחורים", המסביר כיצד גופים שמימיים הופכים לחורים שחורים והאם ניתן לראותם ב- שמים עטורי כוכבים.
איך נוצרים חורים שחורים?
*אם כוח כלשהו ידחוס גוף שמימי לרדיוס שוורצשילד המתאים למסה שלו, אז הוא יכופף את המרחב-זמן עד כדי כך שאפילו האור לא יוכל לעזוב אותו. זה אומר שהגוף יהפוך לחור שחור.
לדוגמה, עבור כוכב עם מסת השמש, רדיוס שוורצשילד הוא כשלושה קילומטרים. השווה ערך זה לגודלה האמיתי של השמש - 700,000 קילומטרים. יחד עם זאת, עבור כוכב לכת עם מסת כדור הארץ, רדיוס שוורצשילד שווה למספר מילימטרים.
[…]רק כוח כבידה מסוגל לדחוס גוף שמימי לגדלים קטנים כמו רדיוס שוורצשילד*, מכיוון שרק אינטראקציה גרביטציונית מובילה אך ורק למשיכה, ולמעשה גדלה ללא הגבלה עם הגדלת המסה. אינטראקציה אלקטרומגנטית בין חלקיקים יסודיים חזקה יותר בסדרי גודל מאינטראקציה כבידה. עם זאת, כל מטען חשמלי, ככלל, מתברר כפיצוי על ידי מטען בסימן ההפוך. שום דבר לא יכול להגן על מטען הכבידה - המסה.
כוכב לכת כמו כדור הארץ אינו מתכווץ תחת משקלו לממדים המתאימים של שוורצשילד, כי המסה שלו אינה מספיקה כדי להתגבר על הדחייה האלקטרומגנטית של הגרעינים, האטומים והמולקולות מהם הוא מורכב. וכוכב כמו השמש, בהיותו עצם מסיבי הרבה יותר, אינו מתכווץ בגלל לחץ גז דינמי חזק בגלל הטמפרטורה הגבוהה במעמקיו.
שימו לב שעבור כוכבים מאסיביים מאוד, בעלי מסה גדולה ממאה שמשות, הדחיסה אינה מתרחשת בעיקר בגלל לחץ אור חזק. עבור כוכבים בעלי מאסיביות יותר ממאתיים שמשות, לא די בלחץ גז דינמי ולא בלחץ קל כדי למנוע את הדחיסה (התמוטטות) הקטסטרופלית של כוכב כזה לתוך חור שחור. עם זאת, להלן נדון בהתפתחותם של כוכבים קלים יותר.
האור והחום של כוכבים הם תוצרים של תגובות תרמו-גרעיניות. תגובה זו מתרחשת מכיוון שיש מספיק מימן בפנים הכוכבים והחומר דחוס מאוד בלחץ של כל מסת הכוכב. דחיסה חזקה מאפשרת להתגבר על הדחייה האלקטרומגנטית של מטענים זהים של גרעיני מימן, מכיוון שתגובה תרמו-גרעינית היא היתוך של גרעיני מימן לגרעין הליום, המלווה בשחרור גדול של אנרגיה.
במוקדם או במאוחר, כמות הדלק התרמו-גרעיני (מימן) תפחת מאוד, לחץ קל ייחלש והטמפרטורה תרד. אם מסת הכוכב קטנה מספיק, כמו השמש, אז הוא יעבור את שלב הענק האדום ויהפוך לננס לבן.
אם המסה שלו גדולה, אז הכוכב יתחיל להתכווץ תחת משקלו. תהיה קריסה, שאנו יכולים לראות בה כפיצוץ סופרנובה. זהו תהליך מורכב מאוד, המורכב משלבים רבים, ולא כל הפרטים שלו עדיין ברורים למדענים, אבל הרבה כבר ברור. ידוע, למשל, שגורלו הנוסף של כוכב תלוי במסה שלו ברגע שלפני ההתמוטטות. התוצאה של דחיסה כזו יכולה להיות כוכב נויטרונים או חור שחור, או שילוב של כמה עצמים כאלה וגמדים לבנים.
"חורים שחורים הם תוצאה של קריסת הכוכבים הכבדים ביותר"
כוכבי ניוטרונים וגמדים לבנים אינם קורסים לחורים שחורים מכיוון שאין להם מספיק מסה כדי להתגבר על לחץ הנייטרון או גז האלקטרונים, בהתאמה. לחצים אלו נובעים מהשפעות קוונטיות שנכנסות לתוקף לאחר דחיסה חזקה מאוד. הדיון האחרון אינו קשור ישירות לפיזיקה של חורים שחורים והוא מעבר לתחום הספר הזה.
עם זאת, אם, למשל, כוכב נויטרונים ממוקם במערכת כוכבים בינארית, אז הוא יכול למשוך חומר מכוכב נלווה. במקרה זה, המסה שלו תגדל, ואם היא תעלה על ערך קריטי מסוים, תתרחש שוב קריסה, הפעם עם היווצרות של חור שחור. המסה הקריטית נקבעת מהמצב שגז הנייטרונים יוצר לחץ לא מספיק כדי למנוע ממנו דחיסה נוספת.
*זו הערכה. הערך המדויק של הגבול עדיין אינו ידוע. - משוער. מְחַבֵּר.
אז, חורים שחורים הם תוצאה של קריסת הכוכבים הכבדים ביותר. בהבנה המודרנית, מסת ליבת הכוכב לאחר שריפת הדלק התרמו-גרעיני צריכה להיות לפחות שתיים וחצי שמש*. שום מצב של חומר המוכר לנו אינו מסוגל ליצור לחץ כזה שישמור על מסה כה גדולה מלהידחס לתוך חור שחור אם כל הדלק התרמו-גרעיני נשרף. נדון בעובדות המאששות בניסוי את ההגבלה המוזכרת על מסת כוכב להיווצרות חור שחור מעט מאוחר יותר, כאשר נדבר על האופן שבו אסטרונומים מגלים חורים שחורים. […]
אורז. 7. תפיסה מוטעית של קריסה מנקודת מבט של מתבונן מבחוץ כצניחה נצחית מאטה במקום היווצרות אופק של חור שחור
בהקשר לדיון שלנו, יהיה מאלף להשתמש בדוגמה כדי להיזכר בחיבור הגומלין של רעיונות ומושגים שונים במדע. סיפור זה עשוי לתת לקורא תחושה של העומק הפוטנציאלי של הנושא הנדון.
ידוע שגלילאו הגה את מה שנקרא כיום חוק מסגרות ייחוס אינרציאליות של ניוטון בתגובה לביקורת על המערכת הקופרניקאית. הביקורת הייתה שכדור הארץ לא יכול להסתובב סביב השמש כי אחרת לא נוכל להישאר על פני השטח שלו.
בתגובה, גלילאו טען שכדור הארץ סובב סביב השמש באינרציה. אבל איננו יכולים להבחין בין תנועה אינרציאלית למנוחה, כפי שאיננו חשים בתנועה אינרציאלית של, למשל, ספינה. יחד עם זאת, הוא לא האמין בכוחות כבידה בין כוכבי לכת וכוכבים, שכן הוא לא האמין בפעולה מרחוק, ואף לא יכול היה לדעת על קיומם של שדות. ולא הייתי מקבל אז הסבר מופשט שכזה.
גלילאו האמין שתנועה אינרציאלית יכולה להתרחש רק לאורך עקומה אידיאלית, כלומר, כדור הארץ יכול לנוע רק במעגל או במעגל, שמרכזו, בתורו, מסתובב במעגל סביב השמש. כלומר, עשויה להיות חפיפה של תנועות אינרציאליות שונות. ניתן להפוך את סוג התנועה האחרון למורכב יותר על ידי הוספת עיגולים נוספים לקומפוזיציה. סיבוב כזה נקרא תנועה לאורך אפיציקלים. הוא הומצא כדי להתאים את המערכת התלמית עם מיקומם הנצפים של כוכבי הלכת.
אגב, בזמן יצירתה, המערכת הקופרניקאית תיארה את התופעות הנצפות בצורה גרועה בהרבה מהמערכת התלמית. מכיוון שגם קופרניקוס האמין רק בתנועה במעגלים מושלמים, התברר שמרכזי המסלולים של כמה כוכבי לכת היו ממוקמים מחוץ לשמש. (האחרונה הייתה אחת הסיבות לעיכוב של קופרניקוס בפרסום יצירותיו. אחרי הכל, הוא האמין במערכת שלו על סמך שיקולים אסתטיים, ונוכחותן של תזוזות מוזרות של מרכזי מסלול מעבר לשמש לא התאימה לשיקולים אלו).
זה מאלף שבאופן עקרוני, המערכת של תלמי יכולה לתאר את הנתונים הנצפים בכל דיוק קבוע מראש - היה צורך רק להוסיף את המספר הנדרש של אפיציקלים. עם זאת, למרות כל הסתירות הלוגיות ברעיונות הראשוניים של יוצריה, רק השיטה הקופרניקאית יכולה להוביל למהפכה מושגית בדעותינו על הטבע - לחוק הכבידה האוניברסלית, המתאר הן את תנועת כוכבי הלכת והן את נפילת כוכבי הלכת. תפוח על ראשו של ניוטון, ובהמשך למושג השדה.
לכן, גלילאו הכחיש תנועת קפלריאנית של כוכבי לכת לאורך אליפסות. הוא וקפלר החליפו מכתבים, שנכתבו בנימה עצבנית למדי*. זאת למרות תמיכתם המלאה באותה מערכת פלנטרית.
אז גלילאו האמין שכדור הארץ נע סביב השמש באינרציה. מנקודת המבט של המכניקה הניוטונית, זוהי טעות ברורה, שכן כוח הכבידה פועל על כדור הארץ. עם זאת, מנקודת המבט של תורת היחסות הכללית, גלילאו חייב להיות צודק: מכוח תיאוריה זו, גופים בשדה כבידה נעים על ידי אינרציה, לפחות כאשר ניתן להזניח את כוח המשיכה שלהם. תנועה זו מתרחשת לאורך מה שנקרא עקומה גיאודזית. במרחב השטוח זהו פשוט קו עולם ישר, אבל במקרה של כוכב לכת במערכת השמש, זהו קו עולם גיאודזי שמתאים למסלול אליפטי, ולאו דווקא עגול. לרוע המזל, גלילאו לא יכול היה לדעת זאת.
עם זאת, מתורת היחסות הכללית ידוע שתנועה מתרחשת לאורך גיאודזה רק אם ניתן להזניח את עקמומיות החלל על ידי הגוף הנע עצמו (כוכב הלכת) ולהניח שהוא מעוקל אך ורק על ידי מרכז הכבידה (השמש). . מתעוררת שאלה טבעית: האם גלילאו צדק לגבי תנועת האינרציה של כדור הארץ סביב השמש? ולמרות שזו לא שאלה כל כך חשובה, מכיוון שאנו יודעים כעת את הסיבה לכך שאנשים לא עפים מכדור הארץ, ייתכן שיש לזה קשר לתיאור הגיאומטרי של כוח הכבידה.
איך אתה יכול "לראות" חור שחור?
[…] הבה נעבור כעת לדיון כיצד נצפים חורים שחורים בשמים זרועי הכוכבים. אם חור שחור כיל את כל החומר שסביבו, אזי ניתן לראותו רק דרך עיוות של קרני אור מכוכבים רחוקים. כלומר, אם היה חור שחור בצורה כל כך טהורה לא רחוק מאיתנו, אז היינו רואים בערך את מה שמוצג על הכריכה. אבל גם לאחר שנתקל בתופעה כזו, אי אפשר להיות בטוחים שזהו חור שחור, ולא רק גוף מסיבי ולא זוהר. צריך קצת עבודה כדי להבדיל אחד מהשני.
עם זאת, במציאות, חורים שחורים מוקפים בעננים המכילים חלקיקים יסודיים, אבק, גזים, מטאוריטים, כוכבי לכת ואפילו כוכבים. לכן, אסטרונומים רואים משהו כמו התמונה המוצגת באיור. 9. אבל איך הם מסיקים שזה חור שחור ולא איזה כוכב?
אורז. 9. המציאות הרבה יותר פרוזאית, ועלינו לראות חורים שחורים מוקפים בגרמי שמימיים שונים, גזים וענני אבק
כדי להתחיל, בחר אזור בגודל מסוים בשמים זרועי הכוכבים, בדרך כלל במערכת כוכבים בינארית או בגרעין גלקטי פעיל. ספקטרום הקרינה הנובע ממנו קובעות את המסה וההתנהגות של החומר שבו. לאחר מכן, נרשם כי קרינה נובעת מהעצם הנדון, כמו מחלקיקים הנופלים בשדה כבידה, ולא רק מתגובות תרמו-גרעיניות המתרחשות במעיים של כוכבים. הקרינה, שהיא, במיוחד, תוצאה של חיכוך הדדי של חומר הנופל על גוף שמימי, מכילה קרינת גמא אנרגטית הרבה יותר מאשר תוצאה של תגובה תרמו-גרעינית.
"חורים שחורים מוקפים בעננים המכילים חלקיקים יסודיים, אבק, גזים, מטאוריטים, כוכבי לכת ואפילו כוכבים."
אם האזור הנצפה קטן מספיק, אינו פולסר ובו מרוכזת מסה גדולה, אזי המסקנה היא שזהו חור שחור. ראשית, תיאורטית צפויה שאחרי שדלק ההיתוך נשרף, אין מצב של חומר שיכול ליצור לחץ שיכול למנוע קריסת מסה כה רבה באזור כה קטן.
שנית, כפי שהודגש זה עתה, האובייקטים המדוברים אינם צריכים להיות פולסרים. פולסר הוא כוכב נויטרונים שבניגוד לחור שחור, יש לו משטח ומתנהג כמו מגנט גדול, שהוא אחד מאותם מאפיינים עדינים יותר של השדה האלקטרומגנטי מאשר מטען. כוכבי ניוטרונים, בהיותם תוצאה של דחיסה חזקה מאוד של הכוכבים המסתובבים המקוריים, מסתובבים אפילו מהר יותר, כי יש לשמר תנע זוויתי. זה גורם לכוכבים כאלה ליצור שדות מגנטיים המשתנים לאורך זמן. האחרונים ממלאים תפקיד מרכזי ביצירת קרינה פועמת אופיינית.
לכל הפולסרים שנמצאו עד כה יש מסה של פחות משתיים וחצי מסות שמש. מקורות לקרינת גמא אנרגטית אופיינית שהמסה שלה עולה על גבול זה אינם פולסרים. כפי שניתן לראות, מגבלת מסה זו עולה בקנה אחד עם תחזיות תיאורטיות שנעשו על סמך מצבי החומר המוכרים לנו.
כל זה, למרות שלא מדובר בתצפית ישירה, הוא טיעון די משכנע בעד העובדה שמדובר בחורים שחורים שאסטרונומים רואים ולא בשום דבר אחר. אם כי מה יכול להיחשב התבוננות ישירה ומה לא זו שאלה גדולה. הרי אתה, הקורא, לא רואה את הספר עצמו, אלא רק את האור המפוזר בו. ורק השילוב של תחושות מישוש ותחושות חזותיות משכנע אותך במציאות קיומה. באותו אופן, מדענים מסיקים מסקנה לגבי מציאות קיומו של אובייקט זה או אחר על סמך מכלול הנתונים שהם צופים.
קריסת כבידה, דחיסה הידרודינמית של עצם חלל בהשפעת כוחות הכבידה שלו עצמו, המובילה להפחתה משמעותית בגודלו. להתפתחות של קריסת כבידה, יש צורך שכוחות הלחץ (הדחייה) נעדרים לחלוטין או, לפחות, אינם מספיקים כדי לנטרל את כוחות הכבידה. קריסת כבידה מתרחשת בשני שלבים קיצוניים של התפתחות הכוכבים. ראשית, לידתו של כוכב מתחילה עם קריסת כבידה של ענן גז ואבק. שנית, כוכבים מסוימים מסיימים את התפתחותם באמצעות קריסה כבידתית, החלק המרכזי שלהם (הליבה) עובר למצב הסופי של כוכב נויטרונים או חור שחור. במקביל, הפגז הנדיר עלול להיפלט על ידי גל הלם חזק, מה שמוביל לפיצוץ סופרנובה. קריסת כבידה מתרחשת גם בקנה מידה גדול יותר - בשלבים מסוימים של התפתחות הגרעינים הגלקטיים. תצפיות אסטרונומיות באמצעות טלסקופי חלל מקיפים בטווחים האופטיים, ה-IR והרנטגן מצביעות באופן משכנע על נוכחותם של חורים שחורים מסיביים במשקל של בין כמה מיליונים לכמה מיליארדי מסות שמש במרכזן של כמה גלקסיות. במרכז הגלקסיה שלנו יש עצם בלתי נראה "נקודתי" - חור שחור בעל מסה של 3 מיליון מסות שמש, הנקבע ממסלוליהם של כוכבים שכנים שמסתובבים סביבו. חורים שחורים כאלה מתעוררים בתחילה עקב קריסת כבידה ולאחר מכן מגדילים בהדרגה את המסה שלהם, וסופגים את החומר הסובב.
קריסת כבידה קשורה לאובדן היציבות של עצם ביחס לדחיסה בהשפעת כוחות הכבידה. לאחר איבוד יציבות עם הזמן, החפץ סוטה יותר ויותר מהמצב הראשוני של שיווי משקל הידרוסטטי, וכוחות הכבידה מתחילים לגבור על כוחות הלחץ, מה שגורם להאצה נוספת של הדחיסה. קריסת הכבידה בזמן הולדת כוכבים והיווצרות כוכבי נויטרונים וחורים שחורים מבוססים על תהליכים פיזיקליים שונים לחלוטין. עם זאת, התמונה ההידרודינמית של התפתחות קריסת כבידה זהה בעצם בשני המקרים.
הולדת כוכבים קשורה לאי יציבות כבידה של המדיום הבין-כוכבי. במהלך היווצרות כוכבי נויטרונים וחורים שחורים, הדחף לתחילת קריסת הכבידה הוא אובדן יציבות הכוכבים עקב התנתקות של גרעיני אטום לגרעין המרכיבים אותם ו/או נויטרוניזציה של החומר של הכוכב (לכידה מסיבית של אלקטרונים על ידי אטום גרעינים), מלווים בהפסדי אנרגיה עזים באמצעות פליטת ניטרינו אלקטרונים.
הקריסה הגרביטציונית שהחלה מתפתחת בקצב מואץ יותר ויותר, בעיקר משתי סיבות. ראשית, הוצאה אנרגטית על פיצול חלקיקי חומר (ניתוק מולקולות וינון אטומים במהלך דחיסה של עננים פרוטוסטלים, פירוק גרעיני אטום במהלך היווצרות כוכבי נויטרונים) מביאה לירידה בקצב העלייה בלחץ המונע דחיסת החומר. שנית, הפסדי אנרגיה עזים כתוצאה מקרינה במהלך קריסת כבידה מאטים עוד יותר את עליית הלחץ.
ניתן לקבל תיאור מפורט של קריסת כבידה רק באמצעות מחשבים מהירים, תוך התחשבות במנגנונים ספציפיים של אובדן אנרגיה (קרינת IR או ניטרינו) ותכונות פיזיקליות אחרות של החומר המתמוטט. ככל שצפיפות החומר בתוך נפח הקריסה גדולה יותר, כך מתפתחת קריסת הכבידה מהר יותר. לכן, האזור הסמוך למרכז הכוכב (הליבה המרכזית) קורס ראשון. לאחר הפסקת קריסת הכבידה של הליבה, חומר הקונכייה מתנגש בו במהירות על-קולית ויוצר גל הלם חזק (SW). באזור המרכזי של האובייקט מתעורר לחץ עודף, שבהשפעתו גל ההלם נע בכיוון החיצוני. ההלם לא רק עוצר את נפילת הפגז, אלא יכול גם לתת לשכבות החיצוניות מהירות מכוונת הרחק מהמרכז. השפעה זו, שהתגלתה בחישובים מפורטים של קריסת כבידה, נקראת השתקפות הידרודינמית (ריבאונד). קיומו חשוב לאבחון קריסת כבידה בתצפיות, בפרט עבור התיאוריה של פיצוצי סופרנובה.
לאחר נפילת המסה העיקרית של הקונכייה על הליבה וההנחתה הנגרמת מהשתקפות ההידרודינמית של פעימות הליבה, למעשה מסתיימת קריסת הכבידה. עם זאת, חלק ניכר מהאנרגיה המשתחררת במהלך קריסת הכבידה אין זמן להיפלט ובסופו של דבר מאוחסן בצורה של חום באובייקט הצפוף בשיווי משקל הידרוסטטי שנוצר (בפרוטוסטאר או בכוכב נויטרונים לוהט). ככל שנפלטת אנרגיה, הפרוטוסטאר ממשיך להתכווץ באיטיות. בהתאם למשפט הוויראלי, הטמפרטורה במרכז הפרוטוסטאר עולה ובסופו של דבר מגיעה לערך המספיק להתרחשות תגובות תרמו-גרעיניות - הפרוטוסטאר הופך לכוכב רגיל.
בשלבים האחרונים של התפתחותם של כוכבים מסיביים, ניתן ליצור תנאים נוחים להיווצרות ליבות כוכביות שאינן יציבות לקריסה כבידתית עם מסה העולה על המסה המגבילה של כוכב נויטרונים (2-3 מסות שמש). בנסיבות כאלה, קריסת הכבידה אינה יכולה עוד לעצור במצב הביניים של כוכב נויטרונים בשיווי משקל וממשיכה ללא הגבלת זמן עם היווצרותו של חור שחור. את התפקיד העיקרי כאן ממלאים ההשפעות של תורת היחסות הכללית, ולכן קריסה כבידתית כזו נקראת רלטיביסטית.
קריסת כבידה יכולה להיות מושפעת משמעותית מסיבוב העצם המתמוטט והשדה המגנטי שלו. תוך שמירה על תנע זוויתי ושטף מגנטי, מהירות הסיבוב והשדה המגנטי גדלים במהלך תהליך הדחיסה, מה שיכול לשנות את התמונה של קריסת כבידה לא רק כמותית, אלא גם איכותית. לדוגמה, בהיעדר סימטריה כדורית, אובדן אנרגיה באמצעות פליטת גלי כבידה מתאפשר. סיבוב ראשוני חזק מספיק יכול להוביל לעצירת קריסת הכבידה בשלב ביניים, כאשר דחיסה נוספת תתאפשר רק בנוכחות מנגנונים כלשהם לאובדן תנע זוויתי או כאשר האובייקט מקוטע לגושים קטנים יותר. התיאוריה הכמותית של קריסת כבידה תוך התחשבות בסיבוב ו/או שדה מגנטי רק מתחילה להתפתח והיא מבוססת על הישגי המתמטיקה החישובית המודרנית. לתוצאות המתקבלות לקריסה כבידתית מבלי לקחת בחשבון סיבוב ושדה מגנטי, בכל זאת יש משמעות יישומית חשובה ובמספר מקרים הן, ככל הנראה, קירוב טוב למציאות.
חקר התמוטטות הכבידה זכה לעניין מיוחד בהקשר להישגי אסטרונומיה אינפרא אדום, המאפשרת לצפות בלידת כוכבים, כמו גם בניית מצפי ניטרינו תת קרקעיים המסוגלים לזהות פרץ של קרינת נייטרינו במקרה של היווצרות כוכבי נויטרונים וחורים שחורים בגלקסיה שלנו.
ליט.: זלדוביץ יא ב., נוביקוב I. D. תורת הכבידה והתפתחות הכוכבים. מ', 1971; כוכבי שקלובסקי I. S.: לידתם, חייהם ומותם. מהדורה שלישית. מ', 1984; פיזיקת החלל: אנציקלופדיה קטנה. מהדורה 2. מ', 1986: אנציקלופדיה פיזיקלית. מ', 1988. ת' 1.
למרכיב העיקרי של ליקוי בינארית יש גודל חזותי מוחלט; התיקון הבולמטרי המתאים לספקטרום שלו הוא בערך , כך ש: השמש פולטת יותר אנרגיה מהשמש, פי 2.5121484 = פי 860,000, אך המסה שלה גדולה פי 19 מזו של השמש ולכן לכל גרם חומר היא פולטת פי 45,000 יותר. מאשר השמש. השמש מייצרת קרינה לכל 1 גרם מסה. באותו אופן, אנו מוצאים שמרכיב B של הכוכב הכפול החזותי קרוגר 60 פולט פי 80 פחות חומר ל-1 גרם מהשמש, כלומר עבורו. הקרינה הספציפית של סיריוס B, ננס לבן, נמוכה עוד יותר: . בינתיים, הטמפרטורה הממוצעת T של כוכב משתנה לאין ערוך עבור אותם כוכבים (למעט, אולי, עבור ננס לבן) (ראה עמ' 196). קשה להניח מראש שבשלושת המקרים מנגנון יצירת האנרגיה זהה, אבל אם הוא זהה, אז ברור שהוא רגיש מאוד לשינויים בתנאים הפיזיקליים בתוך הכוכב, בפרט לטמפרטורה. מבין הסוגים השונים האפשריים של ייצור אנרגיה בכוכבים, השניים הבאים משמעותיים:
א) דחיסה כבידה,
ב) תהליכים תרמו-גרעיניים.
דחיסה כבידה
אם כדור נדיר נדחס, אז האנרגיה הפוטנציאלית שלו פוחתת [ראה. (15.8)]; ירידה זו נועדה להגדיל את האנרגיה הקינטית של חלקיקי הכדור, כלומר להגביר את הטמפרטורה כאשר הכדור הוא גז (ראה (15.9)).
האנרגיה התרמית הפנימית של גז אידיאלי שהגיע לטמפרטורה שווה ל-1 גרם עבור הכוכב כולו
האינטגרל שווה ל. החלפה כאן במקום את הביטוי מ- (15.9), שבו, והוספת הביטוי לאנרגיה פוטנציאלית מ- (15.8), נוכל להשיג בקלות
אנרגיה כוללת
עבור גז מונוטומי, ולכן, הזנחת לחץ הקרינה של הכוכב (עבורו), יהיה לנו
כלומר, סך האנרגיה שווה למחצית האנרגיה הפוטנציאלית והשינוי שלה הוא רק חצי מהשינוי באנרגיה הפוטנציאלית.
למודל הפוליטרופי, שהוא די רחב ביישום, יש את האנרגיה הפוטנציאלית
כאן n הוא מחלקת הפוליטרופיה (בה האנרגיה הופכת חיובית, כלומר לכדור יש ממדים גדולים לאין שיעור) ולמודל ההסעה
ולדגם הסטנדרטי
ברור שצריך לזהות את קצב השינוי באנרגיה עם בהירות הכוכב בשלב הדחיסה:
כפי שניתן לראות משוויון (17.4). השינויים באנרגיה הכוללת, שאנו משווים ב-(17.8) לבהירות, מהווים רק מחצית מהשינוי באנרגיה הפוטנציאלית של הכוכב. החצי השני הולך לחמם אותו.
אם נחליף לצד ימין של (17.9) במקום L את פליטת הקרניים של השמש, ובמקום R את המסה והרדיוס של השמש, אז יהיה לנו
(17.10)
בגישה רשמית לחישוב האחרון, אנו יכולים לומר שאם נניח שהשמש מתכווצת, אז עם המאפיינים הנוכחיים של השמש, רדיוס השמש "מספיק" לשנים בלבד כדי לפצות על אובדן החום על ידי קְרִינָה. בעיקרו של דבר, עלינו לומר שתחת דחיסה כבידה השמש משתנה באופן משמעותי במשך 25 מיליון שנים. אבל ההיסטוריה הגיאולוגית של כדור הארץ מלמדת אותנו שהשמש מקרינה פחות או יותר את כדור הארץ במשך כ-3 מיליארד שנים, ולכן, סולם הזמן המצוין של כ-20 מיליון שנה, מה שנקרא סולם זמן התכווצות קלווין-הלמהולץ, הוא לא מתאים להסביר את האבולוציה המודרנית של השמש. זה די מתאים לאבולוציה של כוכבים מתעבים כאשר הם מחוממים במהלך הדחיסה, עד שהחימום נעשה כה חזק עד שתגובות תרמו-גרעיניות נכנסות לפעולה.
קריסת כבידה
דחיסה ופירוק מהירים של ענן או כוכב בין כוכבי בהשפעת כוח המשיכה שלו. קריסת כבידה היא תופעה אסטרופיזית חשובה מאוד; הוא מעורב הן ביצירת כוכבים, צבירי כוכבים וגלקסיות, והן במותם של חלק מהם. בחלל הבין-כוכבי ישנם עננים רבים המורכבים בעיקר ממימן בצפיפות של כ. 1000 at/cm3, גדלים מ-10 עד 100 St. שנים. המבנה שלהם ובמיוחד הצפיפות משתנים ללא הרף בהשפעת התנגשויות הדדיות, חימום על ידי קרינת כוכבים, לחץ של שדות מגנטיים וכו'. כאשר הצפיפות של ענן או חלק ממנו הופכת כל כך גדולה עד שכוח המשיכה עולה על לחץ הגז, הענן מתחיל להתכווץ בצורה בלתי נשלטת - הוא מתמוטט. אי-הומוגניות בצפיפות ראשונית קטנה מתחזקות במהלך תהליך הקריסה; כתוצאה מכך, הענן מתפצל, כלומר. נשבר לחלקים שכל אחד מהם ממשיך להתכווץ. באופן כללי, כאשר גז נדחס, הטמפרטורה והלחץ שלו עולים, מה שיכול למנוע דחיסה נוספת. אבל בעוד שהענן שקוף לקרינת אינפרא אדום, הוא מתקרר בקלות, והדחיסה לא נפסקת. אולם ככל שהצפיפות של שברים בודדים עולה, התקררותם הופכת קשה יותר והלחץ הגובר עוצר את הקריסה - כך נוצר כוכב, וכל מערך שברי העננים שהפך לכוכבים יוצר צביר כוכבים. קריסת ענן לתוך כוכב או צביר כוכבים נמשכת כמיליון שנים - מהר יחסית בקנה מידה קוסמי. לאחר מכן, תגובות תרמו-גרעיניות המתרחשות במעיים של הכוכב שומרות על טמפרטורה ולחץ, מה שמונע דחיסה. במהלך תגובות אלו, יסודות כימיים קלים הופכים לכבדים יותר, ומשחררים אנרגיה עצומה (בדומה למה שקורה כאשר פצצת מימן מתפוצצת). האנרגיה המשתחררת עוזבת את הכוכב בצורה של קרינה. כוכבים עצומים פולטים קרינה עזה מאוד ושורפים את "הדלק" שלהם תוך כמה עשרות מיליוני שנים בלבד. לכוכבים בעלי מסה נמוכה יש מספיק דלק כדי להחזיק מעמד מיליארדי שנים רבות של שריפה איטית. במוקדם או במאוחר, כל כוכב אוזל מהדלק, תגובות תרמו-גרעיניות בליבה עוצרות, ובשללו מקור חום, הוא נשאר נתון לחסדי כוח המשיכה שלו, ומוביל ללא רחם את הכוכב למוות.
קריסת כוכבים בעלי מסה נמוכה.אם לאחר איבוד המעטפת, לשארית הכוכב יש מסה של פחות מ-1.2 שמש, הרי שהתמוטטות הכבידה שלו לא מרחיקה לכת: אפילו כוכב מתכווץ ללא מקורות חום זוכה ליכולת חדשה להתנגד לכוח הכבידה. בצפיפות גבוהה של חומר, אלקטרונים מתחילים לדחות זה את זה באופן אינטנסיבי; זה לא נובע מהמטען החשמלי שלהם, אלא מהתכונות המכאניות הקוונטיות שלהם. הלחץ שנוצר תלוי רק בצפיפות החומר ואינו תלוי בטמפרטורה שלו. פיזיקאים קוראים לתכונה זו של ניוון אלקטרונים. בכוכבים בעלי מסה נמוכה, לחץ החומר המנוון יכול להתנגד לכוח הכבידה. התכווצות הכוכב נעצרת כאשר הוא הופך לגודלו של כדור הארץ בערך. כוכבים כאלה נקראים ננסים לבנים מכיוון שהם זורחים חלש, אך מיד לאחר הדחיסה יש להם משטח חם למדי (לבן). עם זאת, הטמפרטורה של הננס הלבן יורדת בהדרגה, ולאחר כמה מיליארדי שנים כבר קשה להבחין בכוכב כזה: הוא הופך לגוף קר ובלתי נראה.
קריסת כוכבים מסיביים.אם מסת הכוכב היא יותר מ-1.2 שמש, אז הלחץ של אלקטרונים מנוונים אינו מסוגל להתנגד לכוח הכבידה, והכוכב אינו יכול להפוך לננס לבן. קריסתו הבלתי נשלטת נמשכת עד שהחומר מגיע לצפיפות הדומה לצפיפות גרעיני האטום (כ-3*10 14 גרם/סמ"ק). במקרה זה, רוב החומר הופך לנייטרונים, שכמו אלקטרונים בגמד לבן, מתנוונים. הלחץ של חומר נויטרונים מנוון יכול לעצור את התכווצותו של כוכב אם המסה שלו לא תעלה על 2 מסות שמש בערך. לכוכב הנייטרונים שנוצר יש קוטר של כ. 20 ק"מ. כשההתכווצות המהירה של כוכב נויטרונים נפסקת לפתע, כל האנרגיה הקינטית הופכת לחום והטמפרטורה עולה למאות מיליארדי קלווין. כתוצאה מכך מתרחשת התלקחות ענקית של הכוכב, השכבות החיצוניות שלו נזרקות החוצה במהירות גבוהה, והבהירות גדלה פי כמה מיליארדים. אסטרונומים קוראים לזה "פיצוץ סופרנובה". לאחר כשנה, הבהירות של תוצרי הפיצוץ יורדת, הגז הנפלט מתקרר בהדרגה, מתערבב עם גז בין-כוכבי, ובתקופות הבאות הופך לחלק מכוכבים של דורות חדשים. כוכב הנייטרונים שהגיח במהלך הקריסה מסתובב במהירות במיליוני השנים הראשונות ונצפה כפולט משתנה - פולסר. אם מסת הכוכב המתמוטט עולה באופן משמעותי על 2 שמש, אזי הדחיסה לא נעצרת בשלב כוכב הנייטרונים, אלא נמשכת עד שהרדיוס שלו יורד למספר קילומטרים. אז כוח הכבידה על פני השטח גדל כל כך עד שאפילו קרן אור לא יכולה לעזוב את הכוכב. כוכב שקרס במידה כזו נקרא חור שחור. עצם אסטרונומי כזה ניתן לחקור רק באופן תיאורטי, תוך שימוש בתורת היחסות הכללית של איינשטיין. חישובים מראים שהדחיסה של החור השחור הבלתי נראה נמשכת עד שהחומר מגיע לצפיפות גבוהה לאין שיעור.
ראה גם PULSAR; חור שחור .
סִפְרוּת
שקלובסקי י.ש., כוכבים: לידתם, חייהם ומותם. מ', 1984
האנציקלופדיה של קולייר. - חברה פתוחה. 2000 .
ראה מה זה "קריסת כבידה" במילונים אחרים:
התהליך הוא הידרודינמי. דחיסה של הגוף בהשפעה שלו. כוחות הכבידה. תהליך זה בטבע אפשרי רק בגופים מסיביים למדי, בפרט בכוכבים. תנאי הכרחי ל-G.K ירידה באלסטיות ב-VA בתוך כוכב, מה שמוביל לנחיל... ... אנציקלופדיה פיזית
דחיסה מהירה בצורה קטסטרופלית של גופים מסיביים בהשפעת כוחות הכבידה. קריסת כבידה יכולה לסיים את התפתחותם של כוכבים בעלי מסה העולה על שתי מסות שמש. לאחר מיצוי הדלק הגרעיני בכוכבים כאלה, הם מאבדים את... ... מילון אנציקלופדי
דגם של מנגנון התמוטטות הכבידה קריסת הכבידה היא דחיסה מהירה להחריד של גופים מסיביים בהשפעת כוחות הכבידה. כבידה ל... ויקיפדיה
דחיסה מהירה בצורה קטסטרופלית של גופים מסיביים בהשפעת כוחות הכבידה. התפתחותם של כוכבים בעלי מסה העולה על שתי מסות שמש יכולה להסתיים בקריסת כבידה. לאחר מיצוי הדלק הגרעיני בכוכבים כאלה, הם מאבדים את... ... מילון אסטרונומי
קריסת כבידה- (מכוח הכבידה ומפולס הרוחב) (באסטרופיזיקה, אסטרונומיה) דחיסה מהירה בצורה קטסטרופלית של כוכב בשלבי האבולוציה האחרונים בהשפעת כוחות הכבידה שלו עצמו, העולה על היחלשות כוחות הלחץ של גז מחומם (חומר) .. ... ראשיתו של מדעי הטבע המודרניים
ראה קריסת כבידה... האנציקלופדיה הסובייטית הגדולה
דחיסה מהירה בצורה קטסטרופלית של גופים מסיביים בהשפעת כוח הכבידה. כוח GK עשוי לסיים את התפתחות הכוכבים עם מסה של St. שתי מסות שמש. לאחר מיצוי הדלק הגרעיני בכוכבים כאלה, הם מאבדים את התכונות המכניות שלהם. קיימות ו... מדע טבעי. מילון אנציקלופדי
ראה התמוטטות כבידה... מילון אנציקלופדי גדול
ראה קריסת כבידה. * * * התמוטטות כבידה קריסת כבידה, ראה קריסת כבידה (ראה קריסת כבידה) ... מילון אנציקלופדי
ספרים
- החזון של איינשטיין. , וילר ג'יי.א. , ספרו של הפיזיקאי האמריקני המצטיין D.A. Wheeler מוקדש להצגה יסודית של גיאומטרודינמיקה - התגלמות חלומו של איינשטיין "לצמצם את כל הפיזיקה לגיאומטריה". המחבר מתחיל ב... קטגוריה: מתמטיקה ומדעיםסדרה: מוציא לאור:
בחלל הבין-כוכבי ישנם עננים רבים המורכבים בעיקר ממימן בצפיפות של כ. 1000 at/cm 3, גדלים מ-10 עד 100 sv. שנים. המבנה שלהם ובמיוחד הצפיפות משתנים ללא הרף בהשפעת התנגשויות הדדיות, חימום על ידי קרינת כוכבים, לחץ של שדות מגנטיים וכו'. כאשר הצפיפות של ענן או חלק ממנו הופכת כל כך גדולה עד שכוח המשיכה עולה על לחץ הגז, הענן מתחיל להתכווץ בצורה בלתי נשלטת - הוא מתמוטט. אי-הומוגניות בצפיפות ראשונית קטנה מתחזקות במהלך תהליך הקריסה; כתוצאה מכך, הענן מתפצל, כלומר. נשבר לחלקים שכל אחד מהם ממשיך להתכווץ.
באופן כללי, כאשר גז נדחס, הטמפרטורה והלחץ שלו עולים, מה שיכול למנוע דחיסה נוספת. אבל בעוד שהענן שקוף לקרינת אינפרא אדום, הוא מתקרר בקלות, והדחיסה לא נפסקת. אולם ככל שהצפיפות של שברים בודדים עולה, התקררותם הופכת קשה יותר והלחץ הגובר עוצר את הקריסה - כך נוצר כוכב, וכל מערך שברי העננים שהפך לכוכבים יוצר צביר כוכבים.
קריסת ענן לתוך כוכב או צביר כוכבים נמשכת כמיליון שנים - מהירה יחסית בקנה מידה קוסמי. לאחר מכן, תגובות תרמו-גרעיניות המתרחשות במעיים של הכוכב שומרות על טמפרטורה ולחץ, מה שמונע דחיסה. במהלך תגובות אלה, יסודות כימיים קלים הופכים לכבדים יותר, ומשחררים אנרגיה עצומה (בדומה למה שקורה כאשר פצצת מימן מתפוצצת). האנרגיה המשתחררת עוזבת את הכוכב בצורה של קרינה. כוכבים עצומים פולטים קרינה עזה מאוד ושורפים את "הדלק" שלהם תוך כמה עשרות מיליוני שנים בלבד. לכוכבים בעלי מסה נמוכה יש מספיק דלק כדי להחזיק מעמד מיליארדי שנים רבות של שריפה איטית. במוקדם או במאוחר, כל כוכב אוזל מהדלק, תגובות תרמו-גרעיניות בליבה עוצרות, ובשללו מקור חום, הוא נשאר נתון לחסדי כוח המשיכה שלו, ומוביל ללא רחם את הכוכב למוות.
קריסת כוכבים בעלי מסה נמוכה.
אם לאחר איבוד המעטפת, לשארית הכוכב יש מסה של פחות מ-1.2 שמש, הרי שהתמוטטות הכבידה שלו לא מרחיקה לכת: אפילו כוכב מתכווץ ללא מקורות חום זוכה ליכולת חדשה להתנגד לכוח הכבידה. בצפיפות גבוהה של חומר, אלקטרונים מתחילים לדחות זה את זה באופן אינטנסיבי; זה לא נובע מהמטען החשמלי שלהם, אלא מהתכונות המכאניות הקוונטיות שלהם. הלחץ שנוצר תלוי רק בצפיפות החומר ואינו תלוי בטמפרטורה שלו. פיזיקאים קוראים לתכונה זו של ניוון אלקטרונים. בכוכבים בעלי מסה נמוכה, לחץ החומר המנוון יכול להתנגד לכוח הכבידה. התכווצות הכוכב נעצרת כאשר הוא הופך לגודלו של כדור הארץ בערך. כוכבים כאלה נקראים ננסים לבנים מכיוון שהם זורחים חלש, אך מיד לאחר הדחיסה יש להם משטח חם למדי (לבן). עם זאת, הטמפרטורה של הננס הלבן יורדת בהדרגה, ולאחר כמה מיליארדי שנים כבר קשה להבחין בכוכב כזה: הוא הופך לגוף קר ובלתי נראה.
קריסת כוכבים מסיביים.
אם מסת הכוכב היא יותר מ-1.2 שמש, אז הלחץ של אלקטרונים מנוונים אינו מסוגל להתנגד לכוח הכבידה, והכוכב אינו יכול להפוך לננס לבן. קריסתו הבלתי נשלטת נמשכת עד שהחומר מגיע לצפיפות הדומה לצפיפות גרעיני האטום (כ-3H 10 14 גרם/ס"מ 3). במקרה זה, רוב החומר הופך לנייטרונים, שכמו אלקטרונים בגמד לבן, מתנוונים. הלחץ של חומר נויטרונים מנוון יכול לעצור את התכווצותו של כוכב אם המסה שלו אינה עולה על כ-2 מסות שמש. לכוכב הנייטרונים שנוצר יש קוטר של כ. 20 ק"מ. כשההתכווצות המהירה של כוכב נויטרונים נפסקת לפתע, כל האנרגיה הקינטית הופכת לחום והטמפרטורה עולה למאות מיליארדי קלווין. כתוצאה מכך מתרחשת התלקחות ענקית של הכוכב, השכבות החיצוניות שלו נזרקות החוצה במהירות גבוהה, והבהירות גדלה פי כמה מיליארדים. אסטרונומים קוראים לזה "פיצוץ סופרנובה". לאחר כשנה, הבהירות של תוצרי הפיצוץ יורדת, הגז הנפלט מתקרר בהדרגה, מתערבב עם גז בין-כוכבי, ובתקופות הבאות הופך לחלק מכוכבים של דורות חדשים. כוכב הנייטרונים שהגיח במהלך הקריסה מסתובב במהירות במיליוני השנים הראשונות ונצפה כפולט משתנה - פולסר.
אם מסת הכוכב המתמוטט עולה באופן משמעותי על 2 שמש, אזי הדחיסה לא נעצרת בשלב כוכב הנייטרונים, אלא נמשכת עד שהרדיוס שלו יורד למספר קילומטרים. אז כוח הכבידה על פני השטח גדל כל כך עד שאפילו קרן אור לא יכולה לעזוב את הכוכב. כוכב שקרס במידה כזו נקרא חור שחור. עצם אסטרונומי כזה ניתן לחקור רק באופן תיאורטי, תוך שימוש בתורת היחסות הכללית של איינשטיין. חישובים מראים שהדחיסה של החור השחור הבלתי נראה נמשכת עד שהחומר מגיע לצפיפות גבוהה לאין שיעור.
