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Colapso gravitacional. Estrelas de nêutrons

25.03.2024

O componente principal de um binário eclipsante tem uma magnitude visual absoluta; a correção bolométrica correspondente ao seu espectro é de cerca de , de modo que: o Sol emite mais energia que o Sol, 2,5121484 = 860.000 vezes, mas sua massa é 19 vezes maior que a do Sol e portanto emite 45.000 vezes mais por 1 g de matéria do que o Sol. O Sol produz radiação por 1 g de massa. Da mesma forma, descobrimos que o componente B da estrela dupla visual Kruger 60 emite 80 vezes menos matéria por 1 g do que o Sol, ou seja, para ele. A radiação específica de Sirius B, uma anã branca, é ainda menor:. Enquanto isso, a temperatura média T de uma estrela muda incomparavelmente menos para as mesmas estrelas (exceto, talvez, para uma anã branca) (ver p. 196). É difícil supor antecipadamente que em todos os três casos o mecanismo de geração de energia seja o mesmo, mas se for o mesmo, então, obviamente, é muito sensível às mudanças nas condições físicas dentro da estrela, em particular à temperatura. Dos vários tipos possíveis de geração de energia nas estrelas, os dois seguintes são significativos:

a) compressão gravitacional,

b) processos termonucleares.

COMPRESSÃO GRAVITACIONAL

Se uma bola rarefeita for comprimida, sua energia potencial diminui [ver. (15.8)]; esta diminuição vai para um aumento na energia cinética das partículas da bola, ou seja, para um aumento na temperatura quando a bola é gasosa (ver (15.9)).

A energia térmica interna de um gás ideal que atingiu a temperatura é igual a 1 G. Para toda a estrela será

A integral é igual a . Substituindo aqui a expressão de (15.9), na qual, e adicionando a expressão para energia potencial de (15.8), podemos facilmente obter

Energia Total

Para um gás monoatômico e, portanto, desprezando a pressão de radiação da estrela (para a qual ), teremos

isto é, a energia total é igual a metade da energia potencial e a sua variação é apenas metade da variação da energia potencial.

O modelo politrópico, que é bastante amplo em aplicabilidade, tem energia potencial

Aqui n é a classe de politropia (na qual a energia se torna positiva, ou seja, a bola tem dimensões infinitamente grandes) e para o modelo convectivo

e para o modelo padrão

A taxa de mudança de energia deve obviamente ser identificada com a luminosidade da estrela no estágio de compressão:

Como pode ser visto na igualdade (17.4). as variações na energia total, que equiparamos em (17.8) à luminosidade, representam apenas metade da variação na energia potencial da estrela. A outra metade vai para o aquecimento.

Se substituirmos no lado direito de (17.9) em vez de L a emissão de raios do Sol, e em vez de R a massa e o raio do Sol, então teremos

(17.10)

Fazendo uma abordagem formal ao último cálculo, podemos dizer que se assumirmos que o Sol está se contraindo, então com as características atuais do Sol, o raio do Sol é “suficiente” por apenas anos para compensar a perda de calor por radiação. Essencialmente, devemos dizer que sob compressão gravitacional o Sol muda significativamente ao longo de 25 milhões de anos. Mas a história geológica da Terra ensina-nos que o Sol irradia mais ou menos invariavelmente a Terra durante cerca de 3 mil milhões de anos e, portanto, a escala de tempo indicada de cerca de 20 milhões de anos, a chamada escala de tempo de contracção Kelvin-Helmholtz, é não é adequado para explicar a evolução moderna do Sol. É bastante adequado para a evolução de estrelas em condensação quando elas são aquecidas durante a compressão, até que o aquecimento se torne tão forte que as reações termonucleares entrem em operação.

O colapso gravitacional é o rápido processo de compressão da matéria sob a influência de sua própria gravidade (ver Gravidade). Às vezes, o colapso gravitacional é entendido como a compressão ilimitada da matéria em um buraco negro, descrita pela teoria geral da relatividade (colapso relativístico).

Assim, por exemplo, para que ocorra o colapso gravitacional da Terra, a sua densidade deve aumentar para g/cm3, ou seja, triliões de vezes superior à densidade nuclear. Porém, à medida que a massa aumenta, o campo interno de atração gravitacional também aumenta e o valor da densidade suficiente para o colapso diminui.

Em objetos massivos como estrelas, o papel das forças de compressão gravitacional torna-se decisivo. Essas mesmas forças causam compressão de nuvens de gás durante a formação de estrelas e galáxias. Tal compressão tem o caráter de uma queda peculiar de partículas de gás em direção ao centro da estrela ou galáxia em formação. Nesse sentido, falam do colapso gravitacional de protoestrelas e protogaláxias.

A existência das estrelas está associada à atração mútua dos seus átomos, mas nas estrelas comuns esta atração é equilibrada pela pressão interna da matéria, o que garante a sua estabilidade. Em altas temperaturas e densidades características do interior das estrelas, os átomos da matéria são ionizados e a pressão da matéria é determinada pelo movimento de elétrons e íons livres. Nos estágios principais e mais longos da evolução estelar, esse movimento é térmico. É apoiado pela liberação de energia durante as reações de fusão termonuclear (ver Estrelas). Porém, o fornecimento de combustível termonuclear nas estrelas é limitado e o destino final das estrelas é determinado pela possibilidade de equilibrar as forças de compressão gravitacional e a pressão da substância de resfriamento de uma estrela que esgotou todo o seu suprimento de energia térmica. Tais condições de equilíbrio são realizadas em uma anã branca ou nos núcleos degenerados de estrelas com massa inferior a 5-10 massas solares, onde a compressão gravitacional é neutralizada pela pressão dos elétrons. Mas em uma anã branca ou no núcleo degenerado de uma estrela com massa maior, a densidade dos elétrons torna-se tão alta que eles parecem ser pressionados no núcleo e, interagindo com a matéria nuclear, se transformam em neutrinos. Esta captura de elétrons pelos núcleos leva a uma diminuição na pressão dos elétrons, neutralizando a compressão gravitacional, e ocorre o colapso gravitacional.

O colapso gravitacional em uma anã branca ou núcleo estelar degenerado é acompanhado por maior captura de elétrons pelos núcleos e intensa radiação de neutrinos, que carrega quase toda a energia da compressão gravitacional. A pressão dos elétrons torna-se cada vez menor, então a compressão representa uma queda livre da matéria em direção ao centro da estrela. Em última análise, a substância em colapso consiste apenas em nêutrons. A pressão resultante da matéria de nêutrons pode equilibrar as forças de compressão gravitacional, e o colapso gravitacional terminará com a formação de uma estrela de nêutrons. A radiação de neutrinos durante o colapso em uma estrela de nêutrons pode fornecer transferência efetiva de energia para as camadas externas da estrela em colapso, suficiente para sua liberação com alta energia cinética; Neste caso, observa-se uma explosão de supernova.

No entanto, o colapso gravitacional de estrelas massivas com massas superiores a 5-10 massas solares não termina no estágio de estrela de nêutrons. À medida que a massa de uma estrela de nêutrons aumenta, a densidade de sua matéria aumenta e a repulsão dos nêutrons não pode mais fornecer resistência efetiva à compressão gravitacional. O colapso se transforma em colapso gravitacional relativístico e um buraco negro é formado. A presença da massa máxima de uma anã branca estável e de uma estrela de nêutrons significa que estrelas massivas (com uma massa 10 vezes a massa do Sol) inevitavelmente terminarão sua existência em um processo de colapso gravitacional relativístico.

O colapso gravitacional em um buraco negro é um fenômeno no qual os efeitos da relatividade geral se tornam dominantes. O colapso em si ocorre como uma queda livre em direção ao centro do buraco negro resultante, mas de acordo com as leis da relatividade geral, um observador distante verá essa queda como se fosse uma filmagem em câmera cada vez mais lenta: para ele, o processo de colapso continuará indefinidamente. Ao entrar em colapso em um buraco negro, as propriedades geométricas do espaço e do tempo mudam. A curvatura dos raios de luz é tão forte que nenhum sinal consegue sair da superfície do corpo em colapso. A matéria que passou sob o raio do buraco negro está completamente isolada do resto do mundo, porém, continua a influenciar o meio ambiente com seu campo gravitacional.

No espaço interestelar existem muitas nuvens constituídas principalmente por hidrogênio com densidade de aprox. 1000 at/cm 3, tamanhos de 10 a 100 sv. anos. Sua estrutura e, em particular, sua densidade mudam continuamente sob a influência de colisões mútuas, aquecimento por radiação estelar, pressão de campos magnéticos, etc. Quando a densidade de uma nuvem ou parte dela se torna tão grande que a gravidade excede a pressão do gás, a nuvem começa a encolher incontrolavelmente - ela entra em colapso. Pequenas heterogeneidades de densidade inicial tornam-se mais fortes durante o processo de colapso; Como resultado, a nuvem se fragmenta, ou seja, se divide em partes, cada uma das quais continua a encolher.

De modo geral, quando um gás é comprimido, sua temperatura e pressão aumentam, o que pode impedir maior compressão. Mas embora a nuvem seja transparente à radiação infravermelha, ela esfria facilmente e a compressão não para. No entanto, à medida que a densidade dos fragmentos individuais aumenta, seu resfriamento se torna mais difícil e o aumento da pressão interrompe o colapso - é assim que uma estrela é formada, e todo o conjunto de fragmentos de nuvens que se transformaram em estrelas forma um aglomerado estelar.

O colapso de uma nuvem em uma estrela ou aglomerado de estrelas dura cerca de um milhão de anos – relativamente rápido em escala cósmica. Depois disso, as reações termonucleares que ocorrem nas entranhas da estrela mantêm a temperatura e a pressão, o que evita a compressão. Durante essas reações, elementos químicos leves são convertidos em elementos mais pesados, liberando enorme energia (semelhante ao que acontece quando uma bomba de hidrogênio explode). A energia liberada sai da estrela na forma de radiação. Estrelas massivas emitem radiação muito intensa e queimam o seu “combustível” em apenas algumas dezenas de milhões de anos. Estrelas de baixa massa têm combustível suficiente para durar muitos bilhões de anos de queima lenta. Mais cedo ou mais tarde, qualquer estrela fica sem combustível, as reações termonucleares no núcleo param e, privada de uma fonte de calor, fica à mercê da própria gravidade, levando inexoravelmente a estrela à morte.

Colapso de estrelas de baixa massa.

Se, depois de perder o envelope, o remanescente da estrela tiver massa inferior a 1,2 solar, então seu colapso gravitacional não vai longe demais: mesmo uma estrela encolhida e privada de fontes de calor ganha uma nova capacidade de resistir à gravidade. Em uma alta densidade de matéria, os elétrons começam a se repelir intensamente; isso não se deve à sua carga elétrica, mas às suas propriedades mecânicas quânticas. A pressão resultante depende apenas da densidade da substância e não depende da sua temperatura. Os físicos chamam essa propriedade de degeneração dos elétrons. Em estrelas de baixa massa, a pressão da matéria degenerada pode resistir à gravidade. A contração de uma estrela cessa quando ela se torna aproximadamente do tamanho da Terra. Essas estrelas são chamadas de anãs brancas porque brilham fracamente, mas imediatamente após a compressão apresentam uma superfície bastante quente (branca). No entanto, a temperatura da anã branca diminui gradualmente e, depois de vários bilhões de anos, tal estrela já é difícil de notar: ela se torna um corpo frio e invisível.

Colapso de estrelas massivas.

Se a massa da estrela for superior a 1,2 massa solar, então a pressão dos elétrons degenerados não é capaz de resistir à gravidade e a estrela não pode se tornar uma anã branca. Seu colapso incontrolável continua até que a substância atinja uma densidade comparável à densidade dos núcleos atômicos (aproximadamente 3H 10 14 g/cm 3). Nesse caso, a maior parte da matéria se transforma em nêutrons, que, como os elétrons em uma anã branca, degeneram. A pressão da matéria degenerada de nêutrons pode interromper a contração de uma estrela se sua massa não exceder aproximadamente 2 massas solares. A estrela de nêutrons resultante tem um diâmetro de apenas ca. 20 km. Quando a rápida contração de uma estrela de nêutrons cessa repentinamente, toda a energia cinética se transforma em calor e a temperatura sobe para centenas de bilhões de Kelvins. Como resultado, ocorre uma explosão gigante da estrela, suas camadas externas são expelidas em alta velocidade e a luminosidade aumenta vários bilhões de vezes. Os astrônomos chamam isso de “explosão de supernova”. Após cerca de um ano, o brilho dos produtos da explosão diminui, o gás ejetado esfria gradualmente, mistura-se com o gás interestelar e, em épocas subsequentes, torna-se parte de estrelas de novas gerações. A estrela de nêutrons que surgiu durante o colapso gira rapidamente nos primeiros milhões de anos e é observada como um emissor variável - um pulsar.

Se a massa da estrela em colapso exceder significativamente 2 solares, então a compressão não para no estágio de estrela de nêutrons, mas continua até que seu raio diminua para vários quilômetros. Então a força gravitacional na superfície aumenta tanto que mesmo um raio de luz não consegue deixar a estrela. Uma estrela que entrou em colapso a tal ponto é chamada de buraco negro. Tal objeto astronômico só pode ser estudado teoricamente, usando a teoria geral da relatividade de Einstein. Os cálculos mostram que a compressão do buraco negro invisível continua até que a matéria atinja uma densidade infinitamente alta.

COLAPSO GRAVITACIONAL
rápida compressão e desintegração de uma nuvem ou estrela interestelar sob a influência de sua própria gravidade. O colapso gravitacional é um fenômeno astrofísico muito importante; está envolvido tanto na formação de estrelas, aglomerados de estrelas e galáxias, quanto na morte de algumas delas. No espaço interestelar existem muitas nuvens constituídas principalmente por hidrogênio com densidade de aprox. 1000 at/cm3, tamanhos de 10 a 100 St. anos. Sua estrutura e, em particular, sua densidade mudam continuamente sob a influência de colisões mútuas, aquecimento por radiação estelar, pressão de campos magnéticos, etc. Quando a densidade de uma nuvem ou parte dela se torna tão grande que a gravidade excede a pressão do gás, a nuvem começa a encolher incontrolavelmente - ela entra em colapso. Pequenas heterogeneidades de densidade inicial tornam-se mais fortes durante o processo de colapso; Como resultado, a nuvem se fragmenta, ou seja, se divide em partes, cada uma das quais continua a encolher. De modo geral, quando um gás é comprimido, sua temperatura e pressão aumentam, o que pode impedir maior compressão. Mas embora a nuvem seja transparente à radiação infravermelha, ela esfria facilmente e a compressão não para. No entanto, à medida que a densidade dos fragmentos individuais aumenta, seu resfriamento se torna mais difícil e o aumento da pressão interrompe o colapso - é assim que uma estrela é formada, e todo o conjunto de fragmentos de nuvens que se transformaram em estrelas forma um aglomerado estelar. O colapso de uma nuvem em uma estrela ou aglomerado de estrelas dura cerca de um milhão de anos - de forma relativamente rápida em escala cósmica. Depois disso, as reações termonucleares que ocorrem nas entranhas da estrela mantêm a temperatura e a pressão, o que evita a compressão. Durante essas reações, elementos químicos leves são convertidos em elementos mais pesados, liberando enorme energia (semelhante ao que acontece quando uma bomba de hidrogênio explode). A energia liberada sai da estrela na forma de radiação. Estrelas massivas emitem radiação muito intensa e queimam o seu “combustível” em apenas algumas dezenas de milhões de anos. Estrelas de baixa massa têm combustível suficiente para durar muitos bilhões de anos de queima lenta. Mais cedo ou mais tarde, qualquer estrela fica sem combustível, as reações termonucleares no núcleo param e, privada de uma fonte de calor, fica à mercê da própria gravidade, levando inexoravelmente a estrela à morte.
Colapso de estrelas de baixa massa. Se, depois de perder o envelope, o remanescente da estrela tiver massa inferior a 1,2 solar, então seu colapso gravitacional não vai longe demais: mesmo uma estrela encolhida e privada de fontes de calor ganha uma nova capacidade de resistir à gravidade. Em uma alta densidade de matéria, os elétrons começam a se repelir intensamente; isso não se deve à sua carga elétrica, mas às suas propriedades mecânicas quânticas. A pressão resultante depende apenas da densidade da substância e não depende da sua temperatura. Os físicos chamam essa propriedade de degeneração dos elétrons. Em estrelas de baixa massa, a pressão da matéria degenerada pode resistir à gravidade. A contração de uma estrela cessa quando ela se torna aproximadamente do tamanho da Terra. Essas estrelas são chamadas de anãs brancas porque brilham fracamente, mas imediatamente após a compressão apresentam uma superfície bastante quente (branca). No entanto, a temperatura da anã branca diminui gradualmente e, depois de vários bilhões de anos, tal estrela já é difícil de notar: ela se torna um corpo frio e invisível.
Colapso de estrelas massivas. Se a massa da estrela for superior a 1,2 massa solar, então a pressão dos elétrons degenerados não é capaz de resistir à gravidade e a estrela não pode se tornar uma anã branca. Seu colapso incontrolável continua até que a substância atinja uma densidade comparável à densidade dos núcleos atômicos (aproximadamente 3 * 10 14 g/cm3). Nesse caso, a maior parte da matéria se transforma em nêutrons, que, como os elétrons em uma anã branca, degeneram. A pressão da matéria degenerada de nêutrons pode interromper a contração de uma estrela se sua massa não exceder aproximadamente 2 massas solares. A estrela de nêutrons resultante tem um diâmetro de apenas ca. 20 km. Quando a rápida contração de uma estrela de nêutrons cessa repentinamente, toda a energia cinética se transforma em calor e a temperatura sobe para centenas de bilhões de Kelvins. Como resultado, ocorre uma explosão gigante da estrela, suas camadas externas são expelidas em alta velocidade e a luminosidade aumenta vários bilhões de vezes. Os astrônomos chamam isso de “explosão de supernova”. Após cerca de um ano, o brilho dos produtos da explosão diminui, o gás ejetado esfria gradualmente, mistura-se com o gás interestelar e, em épocas subsequentes, torna-se parte de estrelas de novas gerações. A estrela de nêutrons que surgiu durante o colapso gira rapidamente nos primeiros milhões de anos e é observada como um emissor variável - um pulsar. Se a massa da estrela em colapso exceder significativamente 2 solares, então a compressão não para no estágio de estrela de nêutrons, mas continua até que seu raio diminua para vários quilômetros. Então a força gravitacional na superfície aumenta tanto que mesmo um raio de luz não consegue deixar a estrela. Uma estrela que entrou em colapso a tal ponto é chamada de buraco negro. Tal objeto astronômico só pode ser estudado teoricamente, usando a teoria geral da relatividade de Einstein. Os cálculos mostram que a compressão do buraco negro invisível continua até que a matéria atinja uma densidade infinitamente alta.
Veja também PULSAR; BURACO NEGRO.
LITERATURA
Shklovsky I.S., Estrelas: seu nascimento, vida e morte. M., 1984

Enciclopédia de Collier. - Sociedade Aberta. 2000 .

Veja o que é "COLAPSO GRAVITACIONAL" em outros dicionários:

O processo é hidrodinâmico. compressão do corpo sob a influência do seu próprio. forças da gravidade. Este processo na natureza só é possível em corpos bastante massivos, em particular estrelas. Uma condição necessária para G.K. é uma diminuição na elasticidade de VA dentro de uma estrela, para um enxame leva a ... ... Enciclopédia física

Compressão catastroficamente rápida de corpos massivos sob a influência de forças gravitacionais. O colapso gravitacional pode encerrar a evolução de estrelas com massa superior a duas massas solares. Após o esgotamento do combustível nuclear nessas estrelas, elas perdem... ... dicionário enciclopédico

Modelo do mecanismo de colapso gravitacional O colapso gravitacional é uma compressão catastroficamente rápida de corpos massivos sob a influência de forças gravitacionais. Gravitacional para... Wikipedia

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Colapso gravitacional- (da gravidade e do colapso lat. caído) (em astrofísica, astronomia) compressão catastroficamente rápida de uma estrela nos últimos estágios de evolução sob a influência de suas próprias forças gravitacionais, excedendo as forças de pressão de enfraquecimento do gás aquecido (matéria). . ... Os primórdios da ciência natural moderna

Veja Colapso gravitacional... Grande Enciclopédia Soviética

Compressão catastroficamente rápida de corpos massivos sob a influência da gravidade. força GK pode acabar com a evolução de estrelas com massa de St. duas massas solares. Após o esgotamento do combustível nuclear nessas estrelas, elas perdem suas propriedades mecânicas. sustentabilidade e... Ciência natural. dicionário enciclopédico

Veja Colapso Gravitacional... Grande Dicionário Enciclopédico

Veja colapso gravitacional. * * * COLAPSO GRAVITACIONAL COLAPSO GRAVITACIONAL, veja colapso gravitacional (veja COLAPSO GRAVITACIONAL) ... dicionário enciclopédico

Livros

A visão de Einstein. , Wheeler J.A. , O livro do notável físico americano D. A. Wheeler é dedicado a uma apresentação elementar da geometrodinâmica - a personificação do sonho de Einstein “de reduzir toda a física à geometria”. O autor começa com... Categoria: Matemática e ciências Série: Editora:

É denominado o rápido processo de compressão da matéria sob a influência de sua própria atração (ver Gravidade). Às vezes, o colapso gravitacional é entendido como a compressão ilimitada da matéria em um buraco negro, descrita pela teoria geral da relatividade (colapso relativístico).

Partes de qualquer corpo experimentam atração gravitacional mútua. Contudo, na maioria dos corpos a sua magnitude é insuficiente para causar colapso. Para uma determinada massa de um corpo, quanto maior for o campo interno de extensão gravitacional, maior será a sua densidade, ou seja, quanto menor for o seu tamanho. Para que o campo gravitacional se torne perceptível, é necessário comprimi-lo a densidades colossais. Assim, por exemplo, para que ocorra o colapso gravitacional da Terra, sua densidade deve aumentar para 10 27 g/cm 3, ou seja, trilhões de vezes maior que a densidade nuclear. Porém, à medida que a massa aumenta, o campo interno de atração gravitacional também aumenta e o valor da densidade suficiente para o colapso diminui.