Գրավիտացիոն փլուզում. Նեյտրոնային աստղեր

Խավարման երկուականի հիմնական բաղադրիչն ունի բացարձակ տեսողական մեծություն. Իր սպեկտրին համապատասխան բոլոմետրիկ ուղղումը մոտավորապես կազմում է, այնպես որ. քան Արևը։ Արևը ճառագայթում է 1 գ զանգվածի դիմաց։ Նույն կերպ, մենք գտնում ենք, որ տեսողական կրկնակի աստղ Kruger 60-ի B բաղադրիչը 1 գ-ում 80 անգամ ավելի քիչ նյութ է արտանետում, քան Արեգակը, այսինքն՝ նրա համար: Սպիտակ թզուկի` Sirius B-ի հատուկ ճառագայթումը նույնիսկ ավելի ցածր է. Մինչդեռ աստղի միջին ջերմաստիճանը T-ն անհամեմատ ավելի քիչ է փոխվում նույն աստղերի համար (բացառությամբ, հավանաբար, սպիտակ թզուկի) (տե՛ս էջ 196)։ Դժվար է նախապես ենթադրել, որ երեք դեպքում էլ էներգիայի ստեղծման մեխանիզմը նույնն է, բայց եթե նույնն է, ապա, ակնհայտորեն, այն շատ զգայուն է աստղի ներսում ֆիզիկական պայմանների, մասնավորապես՝ ջերմաստիճանի փոփոխության նկատմամբ։ Աստղերում էներգիայի տարբեր հնարավոր տեսակներից կարևոր են հետևյալ երկուսը.

ա) գրավիտացիոն սեղմում,

բ) ջերմամիջուկային գործընթացներ.

ԳՐԱՎԻՏԱՑԻՈՆ ԿԵՂՄՈՒՄ

Եթե ​​հազվագյուտ գնդակը սեղմվում է, ապա նրա պոտենցիալ էներգիան նվազում է [տես. (15.8)]; այս նվազումը գնում է գնդակի մասնիկների կինետիկ էներգիայի ավելացմանը, այսինքն՝ ջերմաստիճանի բարձրացմանը, երբ գնդակը գազ է (տես (15.9)):

Իդեալական գազի ներքին ջերմային էներգիան, որը հասել է ջերմաստիճանի, հավասար է 1 գ-ի: Ամբողջ աստղի համար դա կլինի

Ինտեգրալը հավասար է. Փոխարինելով այստեղ (15.9) արտահայտությունը, որում և ավելացնելով պոտենցիալ էներգիայի արտահայտությունը (15.8), մենք հեշտությամբ կարող ենք ստանալ.

Ընդհանուր էներգիա

Միատոմ գազի համար և, հետևաբար, անտեսելով աստղի ճառագայթման ճնշումը (որի համար) կունենանք.

այսինքն՝ ընդհանուր էներգիան հավասար է պոտենցիալ էներգիայի կեսին, և դրա փոփոխությունը պոտենցիալ էներգիայի փոփոխության միայն կեսն է։

Պոլիտրոպիկ մոդելը, որը կիրառելիությամբ բավականին լայն է, ունի պոտենցիալ էներգիա

Այստեղ n-ը պոլիտրոպիայի դասն է (որում էներգիան դառնում է դրական, այսինքն՝ գնդակն ունի անսահման մեծ չափեր) և կոնվեկտիվ մոդելի համար։

և ստանդարտ մոդելի համար

Էներգիայի փոփոխության արագությունը պետք է ակնհայտորեն նույնականացվի սեղմման փուլում աստղի պայծառության հետ.

Ինչպես երեւում է հավասարությունից (17.4). Ընդհանուր էներգիայի փոփոխությունները, որոնք մենք հավասարեցնում ենք (17.8) պայծառությանը, կազմում են աստղի պոտենցիալ էներգիայի փոփոխության միայն կեսը: Մյուս կեսը գնում է այն տաքացնելուն:

Եթե ​​(17.9)-ի աջ կողմում L-ի փոխարեն փոխարինենք Արեգակի ճառագայթումը, իսկ R-ի փոխարեն Արեգակի զանգվածն ու շառավիղը, ապա կունենանք.

(17.10)

Ձևական մոտենալով վերջին հաշվարկին, կարող ենք ասել, որ եթե ենթադրենք, որ Արևը կծկվում է, ապա Արեգակի ներկայիս բնութագրերով Արեգակի շառավիղը «բավական է» միայն տարիներ շարունակ ջերմության կորուստը փոխհատուցելու համար. ճառագայթում. Ըստ էության, պետք է ասենք, որ գրավիտացիոն սեղմման տակ Արեգակը զգալիորեն փոխվում է 25 միլիոն տարվա ընթացքում։ Բայց Երկրի երկրաբանական պատմությունը մեզ սովորեցնում է, որ Արևը քիչ թե շատ անփոփոխ ճառագայթում է Երկիրը մոտ 3 միլիարդ տարի և, հետևաբար, մոտ 20 միլիոն տարվա նշված ժամանակային սանդղակը, այսպես կոչված, Կելվին-Հելմհոլցի կծկման ժամանակի սանդղակը. հարմար չէ Արեգակի ժամանակակից էվոլյուցիան բացատրելու համար։ Այն բավականին հարմար է խտացող աստղերի էվոլյուցիայի համար, երբ դրանք սեղմվում են սեղմման ժամանակ, մինչև տաքացումը այնքան ուժեղանա, որ գործի դրվեն ջերմամիջուկային ռեակցիաները։

Գրավիտացիոն փլուզումը նյութի սեղմման արագ գործընթացն է սեփական ձգողության ազդեցության տակ (տես Ձգողականություն)։ Երբեմն գրավիտացիոն փլուզումը հասկացվում է որպես նյութի անսահմանափակ սեղմում սև խոռոչի մեջ, որը նկարագրված է հարաբերականության ընդհանուր տեսությամբ (ռելյատիվիստական ​​փլուզում):

Ցանկացած մարմնի մասեր զգում են փոխադարձ գրավիտացիոն գրավչություն: Այնուամենայնիվ, մարմինների մեծ մասում դրա մեծությունը բավարար չէ փլուզում առաջացնելու համար: Մարմնի տվյալ զանգվածի համար որքան մեծ է գրավիտացիոն ձգողականության ներքին դաշտը, այնքան մեծ է նրա խտությունը, այսինքն՝ այնքան փոքր է նրա չափերը։ Որպեսզի գրավիտացիոն դաշտը նկատելի դառնա, անհրաժեշտ է սեղմել այն հսկայական խտությունների։

Այսպիսով, օրինակ, որպեսզի Երկրի գրավիտացիոն փլուզումը տեղի ունենա, նրա խտությունը պետք է աճի մինչև գ/սմ3, այսինքն՝ տրիլիոն անգամ ավելի մեծ, քան միջուկային խտությունը։ Այնուամենայնիվ, երբ զանգվածը մեծանում է, գրավիտացիոն ներգրավման ներքին դաշտը նույնպես մեծանում է, և փլուզման համար բավարար խտության արժեքը նվազում է:

Աստղերի նման զանգվածային օբյեկտներում որոշիչ է դառնում ձգողականության սեղմման ուժերի դերը։ Այս նույն ուժերը առաջացնում են գազային ամպերի սեղմում աստղերի և գալակտիկաների ձևավորման ժամանակ։ Նման սեղմումն ունի գազի մասնիկների յուրահատուկ անկման բնույթ՝ ձևավորվող աստղի կամ գալակտիկայի կենտրոնի ուղղությամբ։ Այս առումով նրանք խոսում են նախաստղերի և նախագալակտիկաների գրավիտացիոն փլուզման մասին։

Աստղերի գոյությունը կապված է նրանց ատոմների փոխադարձ ձգողականության հետ, սակայն սովորական աստղերի մոտ այդ ձգողականությունը հավասարակշռված է նյութի ներքին ճնշմամբ, որն ապահովում է դրանց կայունությունը։ Աստղերի ինտերիերին բնորոշ բարձր ջերմաստիճանի և խտության դեպքում նյութի ատոմները իոնացվում են, և նյութի ճնշումը որոշվում է ազատ էլեկտրոնների և իոնների շարժմամբ։ Աստղերի էվոլյուցիայի հիմնական, ամենաերկար փուլերում նման շարժումը ջերմային է: Դրան նպաստում է ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաների ժամանակ էներգիայի արտազատումը (տես Աստղեր)։ Այնուամենայնիվ, աստղերում ջերմամիջուկային վառելիքի մատակարարումը սահմանափակ է, և աստղերի վերջնական ճակատագիրը որոշվում է գրավիտացիոն սեղմման ուժերը և աստղի սառեցնող նյութի ճնշումը հավասարակշռելու հնարավորությամբ, որը սպառել է իր ջերմային էներգիայի ամբողջ պաշարը: Նման հավասարակշռության պայմաններն իրականացվում են սպիտակ թզուկի կամ 5-10 արեգակնային զանգվածից պակաս զանգված ունեցող աստղերի այլասերված միջուկներում, որտեղ գրավիտացիոն սեղմմանը հակազդում է էլեկտրոնային ճնշումը։ Բայց ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղի սպիտակ գաճաճ կամ այլասերված միջուկում էլեկտրոնների խտությունն այնքան բարձր է դառնում, որ թվում է, թե դրանք սեղմվում են միջուկի մեջ և, փոխազդելով միջուկային նյութի հետ, վերածվում են նեյտրինոյի։ Միջուկների կողմից էլեկտրոնների գրավումը հանգեցնում է գրավիտացիոն սեղմմանը հակազդող էլեկտրոնային ճնշման նվազմանը, և տեղի է ունենում գրավիտացիոն փլուզում:

Սպիտակ թզուկի կամ այլասերված աստղային միջուկում գրավիտացիոն փլուզումը ուղեկցվում է միջուկների կողմից էլեկտրոնների հետագա գրավմամբ և ինտենսիվ նեյտրինո ճառագայթմամբ, որը տանում է գրավիտացիոն սեղմման գրեթե ողջ էներգիան: Էլեկտրոնի ճնշումը գնալով նվազում է, ուստի սեղմումը ներկայացնում է նյութի ազատ անկում դեպի աստղի կենտրոն։ Ի վերջո, փլուզվող նյութը բաղկացած է միայն նեյտրոններից: Ստացված նեյտրոնային նյութի ճնշումը կարող է հավասարակշռել գրավիտացիոն սեղմման ուժերը, և գրավիտացիոն փլուզումը կավարտվի նեյտրոնային աստղի ձևավորմամբ։ Նեյտրոնային աստղի փլուզման ժամանակ նեյտրինային ճառագայթումը կարող է ապահովել էներգիայի արդյունավետ փոխանցում դեպի փլուզվող աստղի արտաքին շերտեր, ինչը բավարար է բարձր կինետիկ էներգիայով դրանց ազատման համար. Այս դեպքում գերնոր աստղի պայթյուն է նկատվում։

Այնուամենայնիվ, 5-10 արեգակնային զանգվածը գերազանցող զանգվածային աստղերի գրավիտացիոն փլուզումը չի ավարտվում նեյտրոնային աստղերի փուլում։ Նեյտրոնային աստղի զանգվածի մեծացման հետ մեկտեղ նրա նյութի խտությունը մեծանում է, և նեյտրոնների վանումն այլևս չի կարող արդյունավետ դիմադրություն ապահովել գրավիտացիոն սեղմման նկատմամբ։ Փլուզումը վերածվում է հարաբերական գրավիտացիոն փլուզման, և առաջանում է սև խոռոչ։ Կայուն սպիտակ թզուկի և նեյտրոնային աստղի առավելագույն զանգվածի առկայությունը նշանակում է, որ զանգվածային աստղերը (Արեգակի զանգվածից 10 անգամ մեծ զանգվածով) անխուսափելիորեն կավարտեն իրենց գոյությունը հարաբերական գրավիտացիոն փլուզման գործընթացում։

Գրավիտացիոն փլուզումը սև խոռոչի մեջ մի երևույթ է, որում հարաբերականության ընդհանուր տեսության հետևանքները դառնում են գերիշխող: Փլուզումն ինքնին տեղի է ունենում որպես ազատ անկում դեպի առաջացած սև խոռոչի կենտրոնը, սակայն հարաբերականության ընդհանուր օրենքների համաձայն՝ հեռավոր դիտորդը կտեսնի այս անկումը, կարծես ավելի դանդաղ նկարահանումների ժամանակ. նրա համար փլուզման գործընթացը կշարունակվի։ անորոշ ժամանակով։ Սև խոռոչի մեջ փլուզվելիս տարածության և ժամանակի երկրաչափական հատկությունները փոխվում են: Լույսի ճառագայթների ճկումն այնքան ուժեղ է ստացվում, որ ոչ մի ազդանշան չի կարող հեռանալ փլվող մարմնի մակերեւույթից։ Նյութը, որն անցել է սև խոռոչի շառավիղով, ամբողջովին մեկուսացված է մնացած աշխարհից, սակայն շարունակում է ազդել շրջակա միջավայրի վրա իր գրավիտացիոն դաշտով։

Միջաստղային տարածության մեջ կան բազմաթիվ ամպեր, որոնք հիմնականում կազմված են ջրածնից՝ մոտ խտությամբ։ 1000 at/cm 3, չափերը 10-ից 100 sv. տարիներ։ Նրանց կառուցվածքը և, մասնավորապես, խտությունը շարունակաբար փոխվում են փոխադարձ բախումների, աստղային ճառագայթման տաքացման, մագնիսական դաշտերի ճնշման և այլնի ազդեցության տակ։ Երբ ամպի կամ դրա մի մասի խտությունն այնքան մեծ է դառնում, որ գրավիտացիոն ուժը գերազանցում է գազի ճնշումը, ամպը սկսում է անվերահսկելիորեն փոքրանալ՝ այն փլուզվում է: Փոքր նախնական խտության անհամասեռությունները ուժեղանում են փլուզման գործընթացում. Արդյունքում ամպի բեկորները, այսինքն. բաժանվում է մասերի, որոնցից յուրաքանչյուրը շարունակում է փոքրանալ:

Ընդհանուր առմամբ, երբ գազը սեղմվում է, նրա ջերմաստիճանը և ճնշումը մեծանում են, ինչը կարող է կանխել հետագա սեղմումը: Բայց մինչ ամպը թափանցիկ է ինֆրակարմիր ճառագայթման համար, այն հեշտությամբ սառչում է, և սեղմումը չի դադարում: Այնուամենայնիվ, քանի որ առանձին բեկորների խտությունը մեծանում է, դրանց սառեցումը դառնում է ավելի դժվար, և աճող ճնշումը դադարեցնում է փլուզումը. այսպես է ձևավորվում աստղը, և աստղերի վերածված ամպերի բեկորների ամբողջ հավաքածուն կազմում է աստղային կուտակում:

Ամպի փլուզումը աստղային կամ աստղային կլաստերի մեջ տևում է մոտ մեկ միլիոն տարի՝ տիեզերական մասշտաբով համեմատաբար արագ: Դրանից հետո աստղի աղիքներում տեղի ունեցող ջերմամիջուկային ռեակցիաները պահպանում են ջերմաստիճանը և ճնշումը, ինչը կանխում է սեղմումը: Այս ռեակցիաների ընթացքում թեթև քիմիական տարրերը վերածվում են ավելի ծանր տարրերի՝ ազատելով հսկայական էներգիա (նման է այն, ինչ տեղի է ունենում ջրածնային ռումբի պայթյունի ժամանակ)։ Ազատված էներգիան աստղից հեռանում է ճառագայթման տեսքով։ Զանգվածային աստղերն արձակում են շատ ինտենսիվ ճառագայթում և այրում իրենց «վառելիքը» ընդամենը մի քանի տասնյակ միլիոն տարվա ընթացքում։ Ցածր զանգված ունեցող աստղերը բավականաչափ վառելիք ունեն, որպեսզի կարողանան երկարատև դանդաղ այրվել: Վաղ թե ուշ ցանկացած աստղի վառելիքը սպառվում է, միջուկում ջերմամիջուկային ռեակցիաները դադարում են և, զրկված լինելով ջերմության աղբյուրից, մնում է սեփական ձգողականության ողորմածության տակ՝ անխուսափելիորեն տանելով աստղին դեպի մահ:

Ցածր զանգվածի աստղերի փլուզում.

Եթե ​​ծրարը կորցնելուց հետո աստղի մնացորդը ունի 1,2-ից պակաս արեգակի զանգված, ապա նրա գրավիտացիոն փլուզումը շատ հեռու չի գնում. նույնիսկ ջերմության աղբյուրներից զրկված փոքրացող աստղը ձեռք է բերում գրավիտացիային դիմակայելու նոր կարողություն: Նյութի բարձր խտության դեպքում էլեկտրոնները սկսում են ինտենսիվորեն վանել միմյանց. դա պայմանավորված է ոչ թե նրանց էլեկտրական լիցքով, այլ նրանց քվանտային մեխանիկական հատկություններով: Ստացված ճնշումը կախված է միայն նյութի խտությունից և կախված չէ դրա ջերմաստիճանից։ Ֆիզիկոսները էլեկտրոնների այս հատկությունն անվանում են դեգեներացիա։ Ցածր զանգված ունեցող աստղերում դեգեներացված նյութի ճնշումը կարող է դիմակայել ձգողությանը։ Աստղի կծկումը դադարում է, երբ այն դառնում է մոտավորապես Երկրի չափը: Նման աստղերը կոչվում են սպիտակ թզուկներ, քանի որ թույլ են փայլում, բայց սեղմվելուց անմիջապես հետո նրանք ունեն բավականին տաք (սպիտակ) մակերես։ Սակայն սպիտակ թզուկի ջերմաստիճանը աստիճանաբար նվազում է, և մի քանի միլիարդ տարի անց նման աստղն արդեն դժվար է նկատել՝ այն դառնում է սառը, անտեսանելի մարմին։

Զանգվածային աստղերի փլուզում.

Եթե ​​աստղի զանգվածը 1,2-ից ավելի արեգակնային է, ապա այլասերված էլեկտրոնների ճնշումն ի վիճակի չէ դիմադրել ձգողությանը, և աստղը չի կարող դառնալ սպիտակ թզուկ։ Նրա անկառավարելի փլուզումը շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև նյութը հասնի ատոմային միջուկների խտության համեմատելի խտության (մոտավորապես 3H 10 14 գ/սմ 3): Այս դեպքում նյութի մեծ մասը վերածվում է նեյտրոնների, որոնք, ինչպես սպիտակ թզուկի էլեկտրոնները, դառնում են այլասերված։ Այլասերված նեյտրոնային նյութի ճնշումը կարող է կանգնեցնել աստղի կծկումը, եթե նրա զանգվածը չի գերազանցում արևի մոտավորապես 2 զանգվածը։ Ստացված նեյտրոնային աստղի տրամագիծը կազմում է ընդամենը մոտ: 20 կմ. Երբ նեյտրոնային աստղի արագ կծկումը հանկարծ դադարում է, ողջ կինետիկ էներգիան վերածվում է ջերմության, և ջերմաստիճանը բարձրանում է մինչև հարյուր միլիարդավոր կելվիններ։ Արդյունքում աստղի հսկա բռնկում է տեղի ունենում, նրա արտաքին շերտերը մեծ արագությամբ դուրս են շպրտվում, իսկ պայծառությունն ավելանում է մի քանի միլիարդ անգամ։ Աստղագետները սա անվանում են «սուպերնովայի պայթյուն»։ Մոտ մեկ տարի անց պայթյունի արտադրանքի պայծառությունը նվազում է, արտանետվող գազը աստիճանաբար սառչում է, խառնվում միջաստղային գազի հետ և հետագա դարաշրջաններում դառնում նոր սերունդների աստղերի մաս: Նեյտրոնային աստղը, որն առաջացել է փլուզման ժամանակ, արագ պտտվում է առաջին միլիոնավոր տարիների ընթացքում և դիտվում է որպես փոփոխական արտանետիչ՝ պուլսար:

Եթե ​​փլուզվող աստղի զանգվածը զգալիորեն գերազանցում է արեգակնային 2-ը, ապա սեղմումը չի դադարում նեյտրոնային աստղի փուլում, այլ շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև նրա շառավիղը կնվազի մինչև մի քանի կիլոմետր։ Այնուհետև մակերեսի վրա ձգողական ուժն այնքան է մեծանում, որ նույնիսկ լույսի ճառագայթը չի կարող հեռանալ աստղից։ Այն աստղը, որը փլուզվել է այս աստիճանի, կոչվում է սև անցք: Նման աստղագիտական ​​օբյեկտը կարող է ուսումնասիրվել միայն տեսականորեն՝ օգտագործելով Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը։ Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ անտեսանելի սեւ խոռոչի սեղմումը շարունակվում է այնքան ժամանակ, քանի դեռ նյութը հասնում է անսահման բարձր խտության։

GRAVITATIONAL CALLAPS
միջաստղային ամպի կամ աստղի արագ սեղմում և քայքայումը սեփական ձգողության ազդեցության տակ: Գրավիտացիոն կոլապսը շատ կարևոր աստղաֆիզիկական երևույթ է. այն մասնակցում է ինչպես աստղերի, աստղակույտերի և գալակտիկաների ձևավորմանը, այնպես էլ դրանցից մի քանիսի մահվանը: Միջաստղային տարածության մեջ կան բազմաթիվ ամպեր, որոնք հիմնականում կազմված են ջրածնից՝ մոտ խտությամբ։ 1000 at/cm3, չափերը 10-ից 100 St. տարիներ։ Նրանց կառուցվածքը և, մասնավորապես, խտությունը շարունակաբար փոխվում են փոխադարձ բախումների, աստղային ճառագայթման տաքացման, մագնիսական դաշտերի ճնշման և այլնի ազդեցության տակ։ Երբ ամպի կամ դրա մի մասի խտությունն այնքան մեծ է դառնում, որ գրավիտացիոն ուժը գերազանցում է գազի ճնշումը, ամպը սկսում է անվերահսկելիորեն փոքրանալ՝ այն փլուզվում է: Փոքր նախնական խտության անհամասեռությունները ուժեղանում են փլուզման գործընթացում. Արդյունքում ամպի բեկորները, այսինքն. բաժանվում է մասերի, որոնցից յուրաքանչյուրը շարունակում է փոքրանալ: Ընդհանուր առմամբ, երբ գազը սեղմվում է, նրա ջերմաստիճանը և ճնշումը մեծանում են, ինչը կարող է կանխել հետագա սեղմումը: Բայց մինչ ամպը թափանցիկ է ինֆրակարմիր ճառագայթման համար, այն հեշտությամբ սառչում է, և սեղմումը չի դադարում: Այնուամենայնիվ, քանի որ առանձին բեկորների խտությունը մեծանում է, դրանց սառեցումը դառնում է ավելի դժվար, և աճող ճնշումը դադարեցնում է փլուզումը. այսպես է ձևավորվում աստղը, և աստղերի վերածված ամպերի բեկորների ամբողջ հավաքածուն կազմում է աստղային կուտակում: Ամպի փլուզումը աստղային կամ աստղային կլաստերի մեջ տևում է մոտ մեկ միլիոն տարի՝ համեմատաբար արագ տիեզերական մասշտաբով: Դրանից հետո աստղի աղիքներում տեղի ունեցող ջերմամիջուկային ռեակցիաները պահպանում են ջերմաստիճանը և ճնշումը, ինչը կանխում է սեղմումը: Այս ռեակցիաների ընթացքում թեթև քիմիական տարրերը վերածվում են ավելի ծանր տարրերի՝ ազատելով հսկայական էներգիա (նման է այն, ինչ տեղի է ունենում ջրածնային ռումբի պայթյունի ժամանակ)։ Ազատված էներգիան աստղից հեռանում է ճառագայթման տեսքով։ Զանգվածային աստղերն արձակում են շատ ինտենսիվ ճառագայթում և այրում իրենց «վառելիքը» ընդամենը մի քանի տասնյակ միլիոն տարվա ընթացքում։ Ցածր զանգված ունեցող աստղերը բավականաչափ վառելիք ունեն, որպեսզի կարողանան երկարատև դանդաղ այրվել: Վաղ թե ուշ ցանկացած աստղի վառելիքը սպառվում է, միջուկում ջերմամիջուկային ռեակցիաները դադարում են և, զրկված լինելով ջերմության աղբյուրից, մնում է սեփական ձգողականության ողորմածության տակ՝ անխուսափելիորեն տանելով աստղին դեպի մահ:
Ցածր զանգվածի աստղերի փլուզում.Եթե ​​ծրարը կորցնելուց հետո աստղի մնացորդը ունի 1,2-ից պակաս արեգակի զանգված, ապա նրա գրավիտացիոն փլուզումը շատ հեռու չի գնում. նույնիսկ ջերմության աղբյուրներից զրկված փոքրացող աստղը ձեռք է բերում գրավիտացիային դիմակայելու նոր կարողություն: Նյութի բարձր խտության դեպքում էլեկտրոնները սկսում են ինտենսիվորեն վանել միմյանց. դա պայմանավորված է ոչ թե նրանց էլեկտրական լիցքով, այլ նրանց քվանտային մեխանիկական հատկություններով: Ստացված ճնշումը կախված է միայն նյութի խտությունից և կախված չէ դրա ջերմաստիճանից։ Ֆիզիկոսները էլեկտրոնների այս հատկությունն անվանում են դեգեներացիա։ Ցածր զանգված ունեցող աստղերում դեգեներացված նյութի ճնշումը կարող է դիմակայել ձգողությանը։ Աստղի կծկումը դադարում է, երբ այն դառնում է մոտավորապես Երկրի չափը: Նման աստղերը կոչվում են սպիտակ թզուկներ, քանի որ թույլ են փայլում, բայց սեղմվելուց անմիջապես հետո նրանք ունեն բավականին տաք (սպիտակ) մակերես։ Սակայն սպիտակ թզուկի ջերմաստիճանը աստիճանաբար նվազում է, և մի քանի միլիարդ տարի անց նման աստղն արդեն դժվար է նկատել՝ այն դառնում է սառը, անտեսանելի մարմին։
Զանգվածային աստղերի փլուզում.Եթե ​​աստղի զանգվածը 1,2-ից ավելի արեգակնային է, ապա այլասերված էլեկտրոնների ճնշումն ի վիճակի չէ դիմադրել ձգողությանը, և աստղը չի կարող դառնալ սպիտակ թզուկ։ Նրա անկառավարելի փլուզումը շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև նյութը հասնի ատոմային միջուկների խտության համեմատելի խտության (մոտ 3 * 10 14 գ/սմ3)։ Այս դեպքում նյութի մեծ մասը վերածվում է նեյտրոնների, որոնք, ինչպես սպիտակ թզուկի էլեկտրոնները, դառնում են այլասերված։ Այլասերված նեյտրոնային նյութի ճնշումը կարող է կանգնեցնել աստղի կծկումը, եթե նրա զանգվածը չի գերազանցում արևի մոտավորապես 2 զանգվածը։ Ստացված նեյտրոնային աստղի տրամագիծը կազմում է ընդամենը մոտ: 20 կմ. Երբ նեյտրոնային աստղի արագ կծկումը հանկարծ դադարում է, ողջ կինետիկ էներգիան վերածվում է ջերմության, և ջերմաստիճանը բարձրանում է մինչև հարյուր միլիարդավոր կելվիններ։ Արդյունքում աստղի հսկա բռնկում է տեղի ունենում, նրա արտաքին շերտերը մեծ արագությամբ դուրս են շպրտվում, իսկ պայծառությունն ավելանում է մի քանի միլիարդ անգամ։ Աստղագետները սա անվանում են «սուպերնովայի պայթյուն»: Մոտ մեկ տարի անց պայթյունի արտադրանքի պայծառությունը նվազում է, արտանետվող գազը աստիճանաբար սառչում է, խառնվում միջաստղային գազի հետ և հետագա դարաշրջաններում դառնում նոր սերունդների աստղերի մաս: Նեյտրոնային աստղը, որն առաջացել է փլուզման ժամանակ, արագ պտտվում է առաջին միլիոնավոր տարիների ընթացքում և դիտվում է որպես փոփոխական արտանետիչ՝ պուլսար: Եթե ​​փլուզվող աստղի զանգվածը զգալիորեն գերազանցում է արեգակնային 2-ը, ապա սեղմումը չի դադարում նեյտրոնային աստղի փուլում, այլ շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև նրա շառավիղը կնվազի մինչև մի քանի կիլոմետր։ Այնուհետև մակերեսի վրա ձգողական ուժն այնքան է մեծանում, որ նույնիսկ լույսի ճառագայթը չի կարող հեռանալ աստղից։ Այն աստղը, որը փլուզվել է այս աստիճանի, կոչվում է սև անցք: Նման աստղագիտական ​​օբյեկտը կարող է ուսումնասիրվել միայն տեսականորեն՝ օգտագործելով Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը։ Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ անտեսանելի սեւ խոռոչի սեղմումը շարունակվում է այնքան ժամանակ, քանի դեռ նյութը հասնում է անսահման բարձր խտության։
տես նաեւ PULSAR; ՍԵՒ ԱՆՑՔ .
ԳՐԱԿԱՆՈՒԹՅՈՒՆ
Շկլովսկի Ի.Ս., Աստղեր. նրանց ծնունդը, կյանքը և մահը. Մ., 1984

Collier's Encyclopedia. - Բաց հասարակություն. 2000 .

Տեսեք, թե ինչ է «GRAVITATIONAL COLLAPSE»-ն այլ բառարաններում.

Գործընթացը հիդրոդինամիկ է: մարմնի սեղմում սեփական ազդեցության տակ. ձգողության ուժեր. Բնության մեջ այս գործընթացը հնարավոր է միայն բավականին զանգվածային մարմիններում, մասնավորապես աստղերում: G.K.-ի համար անհրաժեշտ պայման է աստղի ներսում VA-ի առաձգականության նվազումը, դեպի պարս, հանգեցնում է ... ... Ֆիզիկական հանրագիտարան

Զանգվածային մարմինների աղետալիորեն արագ սեղմում գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ։ Գրավիտացիոն փլուզումը կարող է վերջ տալ աստղերի էվոլյուցիային, որոնց զանգվածը գերազանցում է արևի երկու զանգվածը: Նման աստղերի միջուկային վառելիքի սպառումից հետո նրանք կորցնում են իրենց... ... Հանրագիտարանային բառարան

Գրավիտացիոն փլուզման մեխանիզմի մոդել Գրավիտացիոն փլուզումը զանգվածային մարմինների աղետալիորեն արագ սեղմումն է գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ։ Գրավիտացիոն դեպի... Վիքիպեդիա

Զանգվածային մարմինների աղետալիորեն արագ սեղմում գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ։ Երկու արեգակնային զանգվածից ավելի զանգված ունեցող աստղերի էվոլյուցիան կարող է ավարտվել գրավիտացիոն փլուզմամբ։ Նման աստղերի միջուկային վառելիքի սպառումից հետո նրանք կորցնում են իրենց... ... Աստղագիտական ​​բառարան

Գրավիտացիոն փլուզում- (ձգողությունից և լատ. collapsus fallen) (աստղաֆիզիկայում, աստղագիտության մեջ) աստղի աղետալիորեն արագ սեղմում էվոլյուցիայի վերջին փուլերում սեփական գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ, գերազանցելով տաքացված գազի (նյութի) ճնշման ուժերը թուլացնող .. .... Ժամանակակից բնական գիտության սկիզբը

Տես Գրավիտացիոն փլուզում... Խորհրդային մեծ հանրագիտարան

Զանգվածային մարմինների աղետալիորեն արագ սեղմում գրավիտացիայի ազդեցության տակ: ուժ GK-ն կարող է ավարտել աստղերի էվոլյուցիան Սբ. երկու արեգակնային զանգված. Նման աստղերի միջուկային վառելիքի սպառումից հետո նրանք կորցնում են իրենց մեխանիկական հատկությունները։ կայունություն և... Բնական գիտություն. Հանրագիտարանային բառարան

Տես Գրավիտացիոն փլուզում... Մեծ Հանրագիտարանային բառարան

Տես գրավիտացիոն փլուզում։ * * * ԿԼԱՓՍ GRAVITATIONAL COLLAPSE GRAVITATIONAL, տես գրավիտացիոն փլուզում (տես GRAVITATIONAL CALLAPS) ... Հանրագիտարանային բառարան

Գրքեր

• Էյնշտեյնի տեսլականը. , Ուիլեր Ջ.Ա. Ամերիկացի ականավոր ֆիզիկոս Դ. Ա. Ուիլերի գիրքը նվիրված է երկրաչափական դինամիկայի տարրական ներկայացմանը, որը Էյնշտեյնի երազանքի մարմնավորումն է՝ «բոլոր ֆիզիկան երկրաչափության հասցնելու համար»: Հեղինակը սկսում է... Կատեգորիա՝ Մաթեմատիկա և բնագիտությունՍերիան: Publisher:

Նյութի սեղմման արագ պրոցեսը սեփական ձգողականության ազդեցության տակ կոչվում է (տես Ձգողականություն)։ Երբեմն գրավիտացիոն փլուզումը հասկացվում է որպես նյութի անսահմանափակ սեղմում սև խոռոչի մեջ, որը նկարագրված է հարաբերականության ընդհանուր տեսությամբ (ռելյատիվիստական ​​փլուզում):

Ցանկացած մարմնի մասեր զգում են փոխադարձ գրավիտացիոն գրավչություն: Այնուամենայնիվ, մարմինների մեծ մասում դրա մեծությունը բավարար չէ փլուզում առաջացնելու համար: Մարմնի տվյալ զանգվածի համար որքան մեծ է գրավիտացիոն ընդլայնման ներքին դաշտը, այնքան մեծ է նրա խտությունը, այսինքն. այնքան փոքր է դրա չափը: Որպեսզի գրավիտացիոն դաշտը նկատելի դառնա, անհրաժեշտ է սեղմել այն հսկայական խտությունների։ Այսպիսով, օրինակ, որպեսզի Երկրի գրավիտացիոն փլուզումը տեղի ունենա, նրա խտությունը պետք է բարձրանա մինչև 10 27 գ/սմ 3, այսինքն. տրիլիոն անգամ ավելի մեծ է, քան միջուկային խտությունը: Այնուամենայնիվ, երբ զանգվածը մեծանում է, գրավիտացիոն ներգրավման ներքին դաշտը նույնպես մեծանում է, և փլուզման համար բավարար խտության արժեքը նվազում է:

Աստղերի նման զանգվածային օբյեկտներում որոշիչ է դառնում ձգողականության սեղմման ուժերի դերը։ Այս նույն ուժերը առաջացնում են գազային ամպերի սեղմում աստղերի և գալակտիկաների ձևավորման ժամանակ։ Նման սեղմումն ունի գազի մասնիկների յուրահատուկ անկման բնույթ՝ ձևավորվող աստղի կամ գալակտիկայի կենտրոնի ուղղությամբ։ Այս առումով նրանք խոսում են նախաստղերի և նախագալակտիկաների գրավիտացիոն փլուզման մասին։

Աստղերի գոյությունը կապված է նրանց ատոմների փոխադարձ ձգողականության հետ, սակայն սովորական աստղերի մոտ այդ ձգողականությունը հավասարակշռված է նյութի ներքին ճնշմամբ, որն ապահովում է դրանց կայունությունը։ Աստղերի ինտերիերին բնորոշ բարձր ջերմաստիճանի և խտության դեպքում նյութի ատոմները իոնացվում են, և նյութի ճնշումը որոշվում է ազատ էլեկտրոնների և իոնների շարժմամբ։ Աստղերի էվոլյուցիայի հիմնական, ամենաերկար փուլերում նման շարժումը ջերմային է: Դրան նպաստում է ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաների ժամանակ էներգիայի արտազատումը (տես Աստղեր)։ Այնուամենայնիվ, աստղերում ջերմամիջուկային վառելիքի մատակարարումը սահմանափակ է, և աստղերի վերջնական ճակատագիրը որոշվում է գրավիտացիոն սեղմման ուժերը և աստղի սառեցնող նյութի ճնշումը հավասարակշռելու հնարավորությամբ, որը սպառել է իր ջերմային էներգիայի ամբողջ պաշարը: Նման հավասարակշռության պայմաններն իրականացվում են սպիտակ թզուկի կամ 5-10 արեգակնային զանգվածից պակաս զանգված ունեցող աստղերի այլասերված միջուկներում, որտեղ գրավիտացիոն սեղմմանը հակազդում է էլեկտրոնային ճնշումը։ Բայց ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղի սպիտակ գաճաճ կամ այլասերված միջուկում էլեկտրոնների խտությունն այնքան բարձր է դառնում, որ թվում է, թե դրանք սեղմվում են միջուկի մեջ և, փոխազդելով միջուկային նյութի հետ, վերածվում են նեյտրինոյի։ Միջուկների կողմից էլեկտրոնների գրավումը հանգեցնում է գրավիտացիոն սեղմմանը հակազդող էլեկտրոնային ճնշման նվազմանը, և տեղի է ունենում գրավիտացիոն փլուզում:

Սպիտակ թզուկի կամ այլասերված աստղային միջուկում գրավիտացիոն փլուզումը ուղեկցվում է միջուկների կողմից էլեկտրոնների հետագա գրավմամբ և ինտենսիվ նեյտրինո ճառագայթմամբ, որը տանում է գրավիտացիոն սեղմման գրեթե ողջ էներգիան: Էլեկտրոնի ճնշումը գնալով նվազում է, ուստի սեղմումը ներկայացնում է նյութի ազատ անկում դեպի աստղի կենտրոն։ Ի վերջո, փլուզվող նյութը բաղկացած է միայն նեյտրոններից: Ստացված նեյտրոնային նյութի ճնշումը կարող է հավասարակշռել գրավիտացիոն սեղմման ուժերը, և գրավիտացիոն փլուզումը կավարտվի նեյտրոնային աստղի ձևավորմամբ։ Նեյտրոնային աստղի փլուզման ժամանակ նեյտրինային ճառագայթումը կարող է ապահովել էներգիայի արդյունավետ փոխանցում դեպի փլուզվող աստղի արտաքին շերտեր, ինչը բավարար է բարձր կինետիկ էներգիայով դրանց ազատման համար. Այս դեպքում գերնոր աստղի պայթյուն է նկատվում։

Այնուամենայնիվ, 5-10 արեգակնային զանգվածը գերազանցող զանգվածային աստղերի գրավիտացիոն փլուզումը չի ավարտվում նեյտրոնային աստղերի փուլում։ Նեյտրոնային աստղի զանգվածի մեծացման հետ մեկտեղ նրա նյութի խտությունը մեծանում է, և նեյտրոնների վանումն այլևս չի կարող արդյունավետ դիմադրություն ապահովել գրավիտացիոն սեղմման նկատմամբ։ Փլուզումը վերածվում է հարաբերական գրավիտացիոն փլուզման, և առաջանում է սև խոռոչ։ Կայուն սպիտակ թզուկի և նեյտրոնային աստղի առավելագույն զանգվածի առկայությունը նշանակում է, որ զանգվածային աստղերը (Արեգակի զանգվածից 10 անգամ մեծ զանգվածով) անխուսափելիորեն կավարտեն իրենց գոյությունը հարաբերական գրավիտացիոն փլուզման գործընթացում։

Գրավիտացիոն փլուզումը սև խոռոչի մեջ մի երևույթ է, որում հարաբերականության ընդհանուր տեսության հետևանքները դառնում են գերիշխող: Փլուզումն ինքնին տեղի է ունենում որպես ազատ անկում դեպի առաջացած սև խոռոչի կենտրոնը, սակայն հարաբերականության ընդհանուր օրենքների համաձայն՝ հեռավոր դիտորդը կտեսնի այս անկումը, կարծես ավելի դանդաղ նկարահանումների ժամանակ. նրա համար փլուզման գործընթացը կշարունակվի։ անորոշ ժամանակով։ Սև խոռոչի մեջ փլուզվելիս տարածության և ժամանակի երկրաչափական հատկությունները փոխվում են: Լույսի ճառագայթների ճկումն այնքան ուժեղ է ստացվում, որ ոչ մի ազդանշան չի կարող հեռանալ փլվող մարմնի մակերեւույթից։ Նյութը, որն անցել է սև խոռոչի շառավիղով, ամբողջովին մեկուսացված է մնացած աշխարհից, սակայն շարունակում է ազդել շրջակա միջավայրի վրա իր գրավիտացիոն դաշտով։