Гравитационный коллапс
 | Эта статья нуждается в дополнительных ссылок для проверки . ( октябрь 2009 г. ) |
Гравитационный коллапс — это сжатие астрономического объекта под действием его собственной гравитации , которая имеет тенденцию притягивать вещество внутрь, к центру тяжести . [1] Гравитационный коллапс — фундаментальный механизм структурообразования во Вселенной. Со временем первоначальное, относительно гладкое распределение материи после достаточной аккреции может разрушиться, образуя карманы с более высокой плотностью, такие как звезды или черные дыры .
Как тайная форма гравитационного коллапса, постепенный гравитационный коллапс межзвездной среды с образованием сгустков молекулярных облаков и потенциальных протозвезд , является рождением звезды . Сжатие, вызванное коллапсом, повышает температуру до тех пор, пока в центре звезды не произойдет термоядерный синтез , после чего коллапс постепенно прекращается, поскольку внешнее тепловое давление уравновешивает гравитационные силы. Тогда звезда существует в состоянии динамического равновесия . В ходе эволюции звезда может снова коллапсировать и достичь нескольких новых состояний равновесия.
Звездообразование [ править ]
Межзвездное облако газа будет оставаться в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия газа давления находится в балансе с потенциальной энергией внутренней гравитационной силы . Математически это выражается с помощью теоремы вириала , которая гласит, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна равняться удвоенной внутренней тепловой энергии. [2] Если карман газа достаточно массивен и давление газа недостаточно для его поддержания, облако подвергнется гравитационному коллапсу. Критическая масса, выше которой облако подвергнется такому коллапсу, называется массой Джинса . Эта масса зависит от температуры и плотности облака, но обычно составляет от тысяч до десятков тысяч солнечных масс . [3]
Звездные остатки [ править ]
При так называемой смерти звезды (когда звезда исчерпает запасы топлива) она подвергнется сжатию, которое можно остановить только в том случае, если она достигнет нового состояния равновесия. В зависимости от массы в течение жизни эти звездные остатки могут принимать одну из трех форм:
- Белые карлики , в которых гравитации противостоит давление электронного вырождения. [4]
- Нейтронные звезды , в которых гравитации противостоит давление нейтронного вырождения и короткодействующие отталкивающие нейтрон-нейтронные взаимодействия, опосредованные сильным взаимодействием.
- Черная дыра , в которой нет силы, достаточно сильной, чтобы противостоять гравитационному коллапсу.
Белый карлик [ править ]
Коллапс звездного ядра до белого карлика происходит в течение десятков тысяч лет, при этом звезда срывает внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность . Если у него есть звезда-компаньон , объект размером с белый карлик может аккрецировать материю из звезды-компаньона. Прежде чем он достигнет предела Чандрасекара (примерно в полтора раза больше массы Солнца, после чего снова начнется гравитационный коллапс), увеличение плотности и температуры внутри углеродно-кислородного белого карлика инициирует новый раунд ядерного синтеза, который не регулируется, поскольку вес звезды поддерживается за счет вырождения, а не за счет теплового давления, что позволяет температуре расти экспоненциально. Возникшая в результате неконтролируемая детонация углерода полностью разносит звезду на части, образуя сверхновую типа Ia .
Нейтронная звезда [ править ]
Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса ядер более крупных звезд. Они являются остатками сверхновых типов Ib , Ic и II . Ожидается, что нейтронные звезды будут иметь оболочку или «атмосферу» из обычной материи толщиной порядка миллиметра, под которой они почти полностью состоят из плотно упакованных нейтронов, называемых нейтронной материей. [5] с небольшой примесью свободных электронов и протонов. Эта вырожденная нейтронная материя имеет плотность около 6,65 × 10 17 кг/м 3 . [6]
Внешний вид звезд, состоящих из экзотической материи, и их внутренняя слоистая структура неясны, поскольку любое предлагаемое уравнение состояния является вырожденной материи весьма умозрительным. Возможны и другие формы гипотетической вырожденной материи, и образующиеся в результате кварковые звезды , странные звезды (тип кварковой звезды) и преонные звезды , если они существуют, по большей части будут неотличимы от нейтронной звезды : В этом случае экзотическая материя будет скрыта под коркой «обычных» вырожденных нейтронов. [ нужна цитата ]
Черные дыры [ править ]
Согласно теории Эйнштейна, для еще более крупных звезд, превышающих предел Ландау-Оппенгеймера-Волкова, также известный как предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова (примерно вдвое превышающий массу Солнца), ни одна известная форма холодной материи не может обеспечить силу, необходимую для противостоять гравитации в новом динамическом равновесии. Таким образом, коллапс продолжается, и ничто не может его остановить.
Когда тело коллапсирует до радиуса Шварцшильда, оно образует так называемую черную дыру , то есть область пространства-времени, из которой не может выйти даже свет. Это следует из общей теории относительности и теоремы Роджера Пенроуза. [8] что последующее образование какой-то сингулярности неизбежно. Пенроуза Тем не менее, согласно гипотезе космической цензуры , сингулярность будет ограничена горизонтом событий, ограничивающим черную дыру , поэтому область пространства-времени снаружи все равно будет иметь правильную геометрию с сильной, но конечной кривизной, что и ожидается. [9] эволюционировать в направлении довольно простой формы, описываемой исторической метрикой Шварцшильда в сферическом пределе и недавно открытой метрикой Керра, если присутствует угловой момент. Если у предшественника есть магнитное поле, он рассеивается во время коллапса, поскольку считается, что черные дыры не имеют собственного магнитного поля. [10]
С другой стороны, природа сингулярности, которую следует ожидать внутри черной дыры, остается довольно спорной. Согласно теориям, основанным на квантовой механике , на более позднем этапе коллапсирующий объект достигнет максимально возможной плотности энергии для определенного объема пространства или планковской плотности (так как нет ничего, что могло бы его остановить). Это тот момент, когда была выдвинута гипотеза о том, что известные законы гравитации перестают действовать. [11] Существуют конкурирующие теории относительно того, что происходит в этот момент. Например, петлевая квантовая гравитация предсказывает звезды Планка образование . Тем не менее, утверждается, что на этом этапе гравитационный коллапс прекращается и сингулярность, следовательно, не образуется. [12]
Теоретический минимальный радиус звезды [ править ]
Радиусы нейтронных звезд большей массы (около 2,8 массы Солнца) [13] оцениваются примерно в 12 км, что примерно в 2 раза превышает их эквивалентный радиус Шварцшильда.
Можно было бы подумать, что достаточно массивная нейтронная звезда может существовать в пределах своего шварцшильдовского радиуса (1,0 SR) и выглядеть как черная дыра, не имея при этом всей массы, сжатой до сингулярности в центре; однако это, вероятно, неверно. Внутри горизонта событий материя должна будет двигаться наружу быстрее скорости света, чтобы оставаться стабильной и избежать коллапса к центру. Таким образом, никакая физическая сила не может предотвратить коллапс звезды меньше 1,0 SR до сингулярности (по крайней мере, в рамках принятой в настоящее время структуры общей теории относительности ; это не относится к системе Эйнштейна-Янга-Миллса-Дирака). модель несферического коллапса в общей теории относительности с испусканием вещества и гравитационных волн . Представлена [14]
См. также [ править ]
Ссылки [ править ]
- ^ Пильчин, Лев Эппельбаум, Иззи Кутасов, Аркадий (2013). Прикладная геотермия (изд. августа 2014 г.). Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. п. 2. ISBN 9783642340239 .
{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Квок, Сан (2006). Физика и химия межзвездной среды . Университетские научные книги. стр. 435–437 . ISBN 1-891389-46-7 .
- ^ Пряльник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета . стр. 198–199. ISBN 0-521-65937-Х .
- ^ И теоретически черные карлики , но: «... во Вселенной пока не ожидается существования черных карликов»
- ^ Гандольфи, Стефано; Гезерлис, Александрос; Карлсон, Дж. (19 октября 2015 г.). «Нейтронная материя от низкой до высокой плотности» . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 65 (1): 303–328. arXiv : 1501.05675 . Бибкод : 2015ARNPS..65..303G . doi : 10.1146/annurev-nucl-102014-021957 . ISSN 0163-8998 .
- ^ Кэрролл и Остли, 2017 , с. 578.
- ^ Марк, Жан-Ален (1 марта 1996 г.). «Укороченный метод решения уравнений геодезии черной дыры Шварцшильда». Классическая и квантовая гравитация . 13 (3): 393–402. arXiv : gr-qc/9505010 . Бибкод : 1996CQGra..13..393M . дои : 10.1088/0264-9381/13/3/007 . ISSN 0264-9381 . S2CID 119508131 .
- ^ Пенроуз, Роджер (18 января 1965 г.). «Гравитационный коллапс и сингулярности пространства-времени» . Письма о физических отзывах . 14 (3). Американское физическое общество (APS): 57–59. Бибкод : 1965PhRvL..14...57P . дои : 10.1103/physrevlett.14.57 . ISSN 0031-9007 .
- ^ Картер, Б. (8 февраля 1971 г.). «Осесимметричная черная дыра имеет только две степени свободы». Письма о физических отзывах . 26 (6). Американское физическое общество (APS): 331–333. Бибкод : 1971PhRvL..26..331C . дои : 10.1103/physrevlett.26.331 . ISSN 0031-9007 .
- ^ Баумгарте, Томас В.; Шапиро, Стюарт Л. (10 марта 2003 г.). «Коллапс намагниченной звезды в черную дыру». Астрофизический журнал . 585 (2): 930–947. arXiv : astro-ph/0211339 . Бибкод : 2003ApJ...585..930B . дои : 10.1086/346104 . S2CID 15869680 .
- ^ Торн, Кип С. (1966). Л. Граттон (ред.). Общая релятивистская теория звездной структуры и динамики (PDF) . Труды Международной школы физики «Энрико Ферми», курс XXXV. Варенна, Италия: Academic Press, Нью-Йорк. п. 273.
- ^ Ровелли, Карло; Видотто, Франческа (2014). «Планковские звезды» . Международный журнал современной физики Д. 23 (12): 1442026. arXiv : 1401.6562 . Бибкод : 2014IJMPD..2342026R . дои : 10.1142/S0218271814420267 . ISSN 0218-2718 . S2CID 118917980 .
- ^ «Значение, использование и чтение предела Бхатия Хазарика | Англо-японский словарь Weblio» .
- ^ Бедран, ML; Кальвао, Миссури; де Оливейра, HP; Дамиан, И. (1996). «Модель несферического коллапса и образования черных дыр путем испускания нейтрино, струн и гравитационных волн» . Физический обзор D . 54 (6): 3826–3829. Бибкод : 1996PhRvD..54.3826B . дои : 10.1103/PhysRevD.54.3826 . ПМИД 10021057 .
Библиография [ править ]
- Кэрролл, BW; Остли, Д.А. (2017). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-1-108-42216-1 .
