Гравитационный коллапс — это сжатие астрономического объекта под действием его собственной гравитации , которая имеет тенденцию притягивать вещество внутрь, к центру тяжести . [1] Гравитационный коллапс является фундаментальным механизмом формирования структур 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.
Межзвездное облако газа будет оставаться в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия давления газа 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 газовый карман 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]
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:
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 .
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 смешанных протонов. дюйм. Эта вырожденная нейтронная материя имеет плотность около6,65 × 10 17 кг/м 3 . [6]
Внешний вид звезд, состоящих из экзотической материи , и их внутренняя слоистая структура неясны, поскольку любое предлагаемое уравнение состояния вырожденной материи является 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 ]
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. Из общей теории относительности и теоремы Роджера Пенроуза [8] следует , что последующее образование той или иной сингулярности неизбежно. Тем не менее, согласно гипотезе космической цензуры Пенроуза , сингулярность будет ограничена горизонтом событий, ограничивающим черную дыру , поэтому область пространства-времени снаружи все равно будет иметь правильную геометрию с сильной, но конечной кривизной, которая, как ожидается [9], будет эволюционировать к довольно простой форме, 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] [ нужен лучший источник ] [12] Существуют конкурирующие теории относительно того, что происходит в этот момент. Например, петлевая квантовая гравитация предсказывает образование звезды Планка . Тем не менее, утверждается, что на этом этапе гравитационный коллапс прекращается и сингулярность, следовательно, не образуется. [13]
Радиус нейтронных звезд большей массы (около 2,8 массы Солнца) [14] оценивается 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). Представлена модель несферического коллапса в общей теории относительности с испусканием вещества и гравитационных волн . [15]
{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
