Gravitationskollaps

Gravitationskollaps  är den snabba komprimeringen av föremål under inverkan av gravitationskrafter , ett av de grundläggande sätten att forma föremål i universum . Gravitationskollapsen orsakar också sönderdelningen av gasmoln till separata klumpar, i fallet med stjärnbildning, kallade kulor . Så den enhetliga fördelningen av materia bildar kluster av galaxer, själva galaxerna och enskilda stjärnor. Under utvecklingen av en enskild stjärna upphör kollapsen på grund av uppkomsten av termonukleära reaktioner som ökar temperaturen och följaktligen gastrycket [1] .

För objekt med hög densitet som vita dvärgar och neutronstjärnor motstår gravitationskollaps av degenererade gas- respektive neutrontryck; dock finns det en absolut Oppenheimer-Volkov-gräns , bortom vilken det inte finns några fysiska mekanismer för att motstå kollaps, vilket resulterar i att en tillräckligt massiv (mer än 3-4 M ☉ ) neutronstjärna förvandlas till ett svart hål . Stjärnkärnornas gravitationskollaps till en neutronstjärna eller ett svart hål får det yttre skalet att expandera under inverkan av den frigjorda energin, vilket skapar fenomenet en supernova [2] .

Gravitationskollaps av gasmoln

På grund av slumpmässiga fluktuationer förlorar gasmoln av tillräckligt stora storlekar placerade i rymden en enhetlig densitetsfördelning. Processen underlättas av gravitationskrafter som förenar materiaklumpar, men gasens tryck- och temperaturökning förhindrar det. Dock är moln med låg densitet genomskinliga för infraröd strålning, och när den väl har börjat fortsätter gravitationskollapsen [1] .

Gravitationskollaps under stjärnbildning

Mindre gasmoln, tusentals och tiotusentals solmassor, när de komprimeras, enligt beräkningar, bryts upp i ännu mindre, motsvarande solens massa, mindre än den och överstiger tiotals (sällan hundratals) gånger. Sådana klumpar i ett mellanstadium av omvandlingen till en protostjärna kallas kulor . Beräkningar visar att stjärnbildningshastigheten beror på massan av kulor, och om det för massor av tiotals solmassor är miljoner år, så är det för solens massa mindre än tiotals och till och med hundratals miljoner år. Under stjärnbildningen, i närvaro av ett tillräckligt rotationsmoment, i stället för en enda eller multipel stjärna, bildas en stjärna med ett planetsystem från en kula, och överföringen av rörelsemängd från den sammandragande kärnan till den protoplanetära disk uppstår på grund av magnetfältet i protostjärnans roterande kärna [3] .

Obegränsad gravitationskollaps av en stjärna

När fusionsenergin i kärnan av en massiv stjärna inte längre kan motstå gravitationen, "faller den på sig själv" (komprimeras) i hastigheter upp till 70 000 km/s (vilket är ungefär lika med 0,23 ljusets hastighet - s ) , och detta leder till ökning av temperatur och densitet. Vad som händer härnäst beror på massan och strukturen hos den kollapsande kärnan: degenererade kärnor med låg massa som bildar neutronstjärnor, degenererade kärnor med högre massa som mestadels kollapsar helt till svarta hål, och icke degenererade kärnor som genomgår skenande fusion.

Den initiala kollapsen av degenererade kärnor påskyndas av beta-sönderfall, fotodisintegration och elektroninfångning, vilket orsakar en explosion av elektronneutriner . Med en ökning av densiteten avbryts emissionen av neutriner, eftersom de fångas upp av kärnan. Den inre kärnan når så småningom typiskt 30 km i diameter och en densitet som är jämförbar med den hos en atomkärna, och neutrondegenerationstrycket försöker stoppa kollapsen. Om kärnans massa är mer än cirka 15 M ☉ ( solens massa ), så räcker inte neutronernas degeneration för att stoppa stjärnans kollaps, utan den blir ett svart hål.

I kärnor med lägre massa upphör kollapsen och den nybildade neutronkärnan har en initial temperatur på cirka 100 miljarder kelvin, 6 000 gånger temperaturen i solkärnan. Vid denna temperatur produceras neutrino-antineutrinopar av alla smaker effektivt av termisk strålning. Dessa termiska neutriner är flera gånger fler än elektronfångade neutriner. Cirka 1046 joule, ungefär 10 % av stjärnans vilomassa, omvandlas till en tiosekundersskur av neutriner, vilket är huvudresultatet av händelsen. Den plötsligt stoppade kärnkollapsen återhämtar sig och producerar en stötvåg som stannar inom millisekunder i den yttre kärnan när energi går förlorad på grund av dissocieringen av tunga element. Processen, som inte är väl förstådd, är nödvändig för att de yttre lagren av kärnan ska kunna absorbera cirka 1044 joule (1 foe ) från neutrinomomentet, vilket skapar uppenbar ljusstyrka, även om det finns andra teorier om hur man "power" explosionen.

En del material från det yttre skalet faller tillbaka på neutronstjärnan, och för kärnor över cirka 8 M☉ finns det tillräckligt med marginal för att bilda ett svart hål. Denna fallback kommer att minska den genererade kinetiska energin och massan av det utsända radioaktiva materialet, men i vissa situationer kan det också generera relativistiska jetstrålar som leder till en gammastrålning eller en exceptionellt lysande supernova.

Förfallet av en massiv icke-degenererad kärna kommer att leda till ytterligare sammanslagning. När kärnkollaps initieras av parinstabilitet börjar syrefusion och kollapsen kan stoppas. För kärnmassor på 40-60 M ☉ upphör kollapsen och stjärnan förblir intakt, men kollapsen kommer att inträffa igen när en större kärna har bildats. För kärnor runt 60-130 M ☉ är fusionen av syre och tyngre grundämnen så kraftig att hela stjärnan kollapsar och orsakar en supernova. I den övre änden av massområdet är en supernova ovanligt ljus och extremt långlivad - 56 Ni stöts ut från en kolossal massa . För ännu större kärnmassor blir kärnans temperatur tillräckligt hög för att tillåta fotodisintegration och kärnan att helt kollapsa till ett svart hål.

Se även

• Stjärnans utveckling
• vit dvärg
• Gravitationsinstabilitet

Anteckningar

1. ↑ 1 2 GRAVITATIONSKOLLAPSER | Encyclopedia Around the World . www.krugosvet.ru _ Hämtad 15 april 2021. Arkiverad från originalet 15 april 2021. (ryska)
2. ↑ Astronet > Gravitationskollaps . www.astronet.ru _ Hämtad 15 april 2021. Arkiverad från originalet 15 april 2021. (obestämd)
3. ↑ Stjärnbildning - Physical Encyclopedia . www.femto.com.ua _ Hämtad 15 april 2021. Arkiverad från originalet 23 juni 2021. (obestämd)

Länkar

• "Gravity collapse" på Encyclopedia of Physics

Ordböcker och uppslagsverk	Stor norsk Stor ryss runt världen Moderna Ukraina
I bibliografiska kataloger	GND : 4158116-7 J9U : 987007538558105171 LCCN : sh85056559