Гравитационный коллапс — это сжатие астрономического объекта под воздействием его собственной гравитации , которая имеет тенденцию втягивать материю внутрь к центру тяжести . [1] Гравитационный коллапс — это фундаментальный механизм формирования структур во Вселенной. Со временем начальное, относительно гладкое распределение материи , после достаточной аккреции , может коллапсировать, образуя карманы с более высокой плотностью, такие как звезды или черные дыры .
Звездообразование включает в себя постепенный гравитационный коллапс межзвездной среды в сгустки молекулярных облаков и потенциальные протозвезды . Сжатие, вызванное коллапсом, повышает температуру до тех пор, пока в центре звезды не произойдет термоядерный синтез , после чего коллапс постепенно останавливается, поскольку внешнее тепловое давление уравновешивает гравитационные силы. Затем звезда находится в состоянии динамического равновесия . В ходе эволюции звезды 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 равновесии с потенциальной энергией внутренней гравитационной силы . Математически это выражается с помощью теоремы вириала , которая гласит, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна быть равна удвоенной внутренней тепловой энергии. [2] Если газовый карман достаточно массивен, чтобы давление газа было недостаточным для его поддержки, 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]
В момент, который называется смертью звезды (когда звезда выжгла свой запас топлива), она подвергнется сжатию, которое может быть остановлено только если она достигнет нового состояния равновесия. В зависимости от массы в течение своей жизни эти звездные остатки могут принимать одну из трех форм:
Коллапс звездного ядра в белый карлик происходит в течение десятков тысяч лет, в то время как звезда сдувает свою внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность . Если у нее есть звезда-компаньон , объект размером с белый карлик может аккрецировать вещество из звезды-компаньона. Прежде чем он достигнет предела Чандрасекара (примерно в полтора раза больше массы Солнца, в этот момент гравитационный коллапс начнется снова), увеличивающаяся плотность и температура внутри углеродно-кислородного белого карлика инициируют новый раунд ядерного синтеза, который не регулируется, поскольку вес звезды поддерживается вырождением, а не тепловым давлением, что позволяет температуре расти экспоненциально. Возникающая в результате неконтролируемая углеродная детонация полностью разрывает звезду на части в сверхновой типа Ia .
Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса ядер более крупных звезд. Они являются остатком сверхновых типов Ib , Ic и II . Ожидается, что нейтронные звезды имеют оболочку или «атмосферу» обычной материи толщиной порядка миллиметра, под которой они состоят почти полностью из плотно упакованных нейтронов, называемых нейтронной материей [5], с небольшой примесью свободных электронов и протонов. Эта вырожденная нейтронная материя имеет плотность около6,65 × 10 17 кг/м 3 . [6]
Появление звезд, состоящих из экзотической материи , и их внутренняя слоистая структура неясны, поскольку любое предложенное уравнение состояния вырожденной материи является весьма спекулятивным. Возможны и другие формы гипотетической вырожденной материи, и полученные кварковые звезды , странные звезды (тип кварковых звезд) и преонные звезды , если они существуют, будут, по большей части, неотличимы от нейтронной звезды : в большинстве случаев экзотическая материя будет скрыта под коркой «обычных» вырожденных нейтронов. [ необходима цитата ]
Согласно теории Эйнштейна, для еще более крупных звезд, превышающих предел Ландау–Оппенгеймера–Волкова, также известный как предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова (примерно вдвое больше массы Солнца), никакая известная форма холодной материи не может обеспечить силу, необходимую для противодействия гравитации в новом динамическом равновесии. Следовательно, коллапс продолжается, и ничто не может его остановить.
Как только тело коллапсирует до своего радиуса Шварцшильда , оно образует то, что называется черной дырой , то есть областью пространства-времени, из которой даже свет не может вырваться. Из общей теории относительности и теоремы Роджера Пенроуза [8] следует , что последующее образование некоторого рода сингулярности неизбежно. Тем не менее, согласно гипотезе космической цензуры Пенроуза , сингулярность будет ограничена горизонтом событий, ограничивающим черную дыру , поэтому область пространства-времени снаружи все еще будет иметь хорошо ведущую себя 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, оно рассеивается во время коллапса, поскольку считается, что черные дыры не имеют собственного магнитного поля. [10]
С другой стороны, природа типа сингулярности, которую следует ожидать внутри черной дыры, остается довольно спорной. Согласно теориям, основанным на квантовой механике , на более поздней стадии коллапсирующий объект достигнет максимально возможной плотности энергии для определенного объема пространства или плотности Планка (поскольку нет ничего, что могло бы его остановить). Это точка, в которой было выдвинуто предположение, что известные законы гравитации перестают быть действительными. [11] Существуют конкурирующие теории относительно того, что происходит в этой точке. Например, петлевая квантовая гравитация предсказывает, что должна образоваться звезда Планка . Независимо от этого, утверждается, что гравитационный коллапс прекращается на этой стадии, и сингулярность, следовательно, не образуется. [12]
Радиусы нейтронных звезд большей массы (около 2,8 солнечных масс) [13] оцениваются примерно в 12 км, или примерно в 2 раза больше их эквивалентного радиуса Шварцшильда.
Можно было бы подумать, что достаточно массивная нейтронная звезда может существовать в пределах своего радиуса Шварцшильда (1,0 SR) и выглядеть как черная дыра, не имея всей массы, сжатой до сингулярности в центре; однако это, вероятно, неверно. В пределах горизонта событий материя должна была бы двигаться наружу быстрее скорости света, чтобы оставаться стабильной и избегать коллапса к центру. Следовательно, никакая физическая сила не может помешать звезде, меньшей, чем 1,0 SR, коллапсировать до сингулярности (по крайней мере, в рамках ныне принятой общей теории относительности ; это не относится к системе Эйнштейна–Янга–Миллса–Дирака). Была представлена модель несферического коллапса в общей теории относительности с испусканием материи и гравитационных волн . [14]
{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
