Смотреть что такое «ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС» в других словарях:
ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше двух солнечных масс. После исчерпания в таких звездах ядерного горючего они теряют свою… … Большой Энциклопедический словарь
ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС — процесс гидродинамич. сжатия тела под действием собств. сил тяготения. Этот процесс в природе возможен только у достаточно массивных тел, в частности у звёзд. Необходимое условие Г. к. понижение упругости в ва внутри звезды, к рое приводит к… … Физическая энциклопедия
гравитационный коллапс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше двух солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах ядерного горючего они теряют свою… … Энциклопедический словарь
Гравитационный коллапс — Модель механизма гравитационного коллапса Гравитационный коллапс катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным к … Википедия
Гравитационный коллапс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше двух солнечных масс. После исчерпания в таких звездах ядерного горючего они теряют свою… … Астрономический словарь
Гравитационный коллапс — (от гравитация и лат. collapsus упавший) (в астрофизике, астрономии) катастрофически быстрое сжатие звезды на последних стадиях эволюции под действием собственных сил тяготения, превосходящих ослабевающие силы давления нагретого газа (вещества)… … Начала современного естествознания
Гравитационный коллапс — см. Коллапс гравитационный … Большая советская энциклопедия
ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитац. сил. Г. к. может заканчиваться эволюция звёзд с массой св. двух солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах ядерного горючего они теряют свою механич. устойчивость и… … Естествознание. Энциклопедический словарь
КОЛЛАПС ГРАВИТАЦИОННЫЙ — см. Гравитационный коллапс … Большой Энциклопедический словарь
коллапс гравитационный — см. Гравитационный коллапс. * * * КОЛЛАПС ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС ГРАВИТАЦИОННЫЙ, см. Гравитационный коллапс (см. ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС) … Энциклопедический словарь
10 7 К, для коллапсирующих (более массивных) звёзд она гораздо выше. На рис. 1 показана возможная схема эволюц. пути массивной звезды () от момента её рождения из газово-пылевого облака до момента полного истощения в её центр. области термоядерного топлива и наступления Г. к. (точка разветвления).
Эволюция звезды после «выключения» термоядерных источников энергии, строго говоря, может идти двумя путями: при сохранении гидростатич. равновесия и гидродинамич. путём, когда силы тяготения станут существенно преобладающими (F+>F—). Путь, по к-рому пойдёт эволюция звезды, зависит от того, как давление вещества звезды изменяется с изменением темп-ры и плотности, т. е. от ур-ния состояния вещества. Если увеличение плотности при сжатии вещества силами тяготения не сопровождается достаточно интенсивным ростом давления, то в звезде создаются предпосылки для нарушения гидростатич. равновесия и развития Г. к. Связь давления с плотностью в случае быстрого сжатия вещества (имеющего характер адиабатического процесса ) имеет вид: рс
r g c ( g называется показателем адиабаты).
В свою очередь, плотность вещества определяется размерами звезды r c
Зависимость сил тяготения от радиуса звезды даётся соотношением:
Из соотношений (2) и (3) видно, что силы тяготения быстрее нарастают с уменьшением радиуса звезды по сравнению с силами давления, если
5 > 1 + 3 g или g 4 /3 (4),
При g 4 /3 любое случайное малое гидродинамич. возмущение типа сжатия будет нарастать. Упругость вещества в этом случае недостаточна для предотвращения Г. к. В противном случае (при g > 4 /3) гидростатич. равновесие устойчиво: случайно возникшие уплотнения будут рассасываться и затухать. В строгой теории гидростатич. устойчивости звёзд учитывают неодинаковость g для различных слоев звезды. Фактически условия Г. к. наступают, когда в центр. области g 4 /3, а во внеш. слоях ещё выполняется условие g > 4 /3. На рис. 2 приведены результаты теоретич. расчётов величины g в зависимости от плотности и темп-ры вещества. Проведённые линии уровня g = 4 /3 отчётливо выделяют «овраг неустойчивости» (область с g 4 /3). Когда в процессе эволюции в «овраг неустойчивости» попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.
В любом случае вещество звезды, попадая в «овраг неустойчивости», теряет упругость, и звезда, в конечном счёте, не может противодействовать силам
Как умирают самые массивные звёзды: сверхновая, гиперновая или прямой коллапс?
Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды
Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. По крайней мере, так принято считать. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.
Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.
Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.
Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа
Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.
Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии
Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.
Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов
Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.
Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.
Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.
Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс
Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.
При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!
Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.
На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду
Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:
При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.
Гравитационный колла́пс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше трёх солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах ядерного расщепляющегося материала они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Однако если радиус звезды уменьшился до значения гравитационного радиуса, то коллапс продолжается до её превращения в чёрную дыру.
Смотреть что такое «Коллапс звезды» в других словарях:
КОЛЛАПС — [лат. collapsus упавший] 1) мед. внезапно наступившая сосудистая недостаточность, характеризующаяся резким падением кровяного давления; 2) физ., астр. катастрофическое сжатие массивной звезды под воздействием сил тяготения после исчерпания в ее… … Словарь иностранных слов русского языка
ЗВЕЗДЫ — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера
Коллапс (значения) — В Викисловаре есть статья «коллапс» Коллапс (геометрия) Коллапс (медицина) состояние больного. Транспортный коллапс дорожный затор, при котором каждое дополнительное нарушение движения транспорта приводит к почти полной остановке движения.… … Википедия
Коллапс гравитационный — Модель механизма гравитационного коллапса Гравитационный коллапс катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше трёх солнечных масс. После… … Википедия
Звезды — Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения). Плеяды, звёздное скопление Звезда небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут… … Википедия
Коллапс гравитационный — (в астрономии) катастрофически быстрое сжатие звезды под действием сил тяготения (гравитации). Согласно существующим астрономическим представлениям, К. г. играет определяющую роль на поздних стадиях эволюции массивных звезд. В течение… … Большая советская энциклопедия
коллапс — а; м. [от лат. collapsus потерявший сознание] 1. Мед. Внезапное сильное падение кровяного давления и упадок сердечной деятельности, сопровождающийся слабостью, иногда потерей сознания и угрожающий смертью. 2. Физ., астрон. Катастрофически быстрое … Энциклопедический словарь
Коллапс — (от лат. collapsus упавший) (в медицине) угрожающее жизни состояние, внезапно наступающая сосудистая недостаточность, характеризующаяся резким падением артериального и венозного кровяного давления и ухудшением кровоснабжения жизненно важных… … Начала современного естествознания
коллапс — а; м. (от лат. collapsus потерявший сознание) 1) мед. Внезапное сильное падение кровяного давления и упадок сердечной деятельности, сопровождающийся слабостью, иногда потерей сознания и угрожающий смертью. 2) физ., астрон. Катастрофически быстрое … Словарь многих выражений
ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС, быстрое сжатие и распад межзвездного облака или звезды под действием собственной силы тяготения. Гравитационный коллапс – очень важное астрофизическое явление; он участвует как в формировании звезд, звездных скоплений и галактик, так и в гибели некоторых из них.
Вообще говоря, при сжатии газа возрастают его температура и давление, что может препятствовать дальнейшему сжатию. Но пока облако прозрачно для инфракрасного излучения, оно легко остывает, и сжатие не прекращается. Однако по мере нарастания плотности отдельных фрагментов их остывание затрудняется и возрастающее давление останавливает коллапс – так образуется звезда, а вся совокупность превратившихся в звезды фрагментов облака образует звездное скопление.
Коллапс облака в звезду или в звездное скопление продолжается около миллиона лет – сравнительно быстро по космическим масштабам. После этого термоядерные реакции, происходящие в недрах звезды, поддерживают температуру и давление, что препятствует сжатию. В ходе этих реакций легкие химические элементы превращаются в более тяжелые с выделением огромной энергии (подобное происходит при взрыве водородной бомбы). Выделившаяся энергия покидает звезду в виде излучения. Массивные звезды излучают очень интенсивно и сжигают свое «горючее» всего за несколько десятков миллионов лет. Звездам малой массы хватает их запаса топлива на многие миллиарды лет медленного горения. Рано или поздно у любой звезды топливо заканчивается, термоядерные реакции в ядре прекращаются и, лишенная источника тепла, она остается в полной власти собственной гравитации, неумолимо ведущей звезду к гибели.
Коллапс звезд малой массы.
Если после потери оболочки остаток звезды имеет массу менее 1,2 солнечной, то его гравитационный коллапс не заходит слишком далеко: даже лишенная источников тепла сжимающаяся звезда получает новую возможность сопротивляться гравитации. При высокой плотности вещества электроны начинают интенсивно отталкиваться друг от друга; это связано не с их электрическим зарядом, а с их квантово-механическими свойствами. Возникающее при этом давление зависит только от плотности вещества и не зависит от его температуры. Такое свойство электронов физики называют вырождением. У звезд малой массы давление вырожденного вещества способно сопротивляться гравитации. Сжатие звезды останавливается, когда она становится размером приблизительно с Землю. Такие звезды называют белыми карликами, поскольку светят они слабо, но имеют сразу после сжатия довольно горячую (белую) поверхность. Однако температура белого карлика постепенно снижается, и через несколько миллиардов лет такую звезду уже трудно заметить: она становится холодным невидимым телом.
Коллапс массивных звезд.
Если масса звезды более 1,2 солнечной, то давление вырожденных электронов не в состоянии сопротивляться гравитации, и звезда не может стать белым карликом. Ее неудержимый коллапс продолжается, пока вещество не достигнет плотности, сравнимой с плотностью атомных ядер (примерно 3 Ч 10 14 г/см 3 ). При этом большая часть вещества превращается в нейтроны, которые, подобно электронам в белом карлике, становятся вырожденными. Давление вырожденного нейтронного вещества может остановить сжатие звезды, если ее масса не превышает приблизительно 2 солнечные. Образовавшаяся нейтронная звезда имеет диаметр всего ок. 20 км. Когда стремительное сжатие нейтронной звезды резко останавливается, вся кинетическая энергия переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов кельвинов. В результате происходит гигантская вспышка звезды, ее внешние слои с большой скоростью выбрасываются наружу, а светимость возрастает в несколько миллиардов раз. Астрономы называют это «взрывом сверхновой». Примерно через год яркость продуктов взрыва уменьшается, выброшенный газ постепенно охлаждается, перемешивается с межзвездным газом и в следующие эпохи входит в состав звезд новых поколений. Возникшая в ходе коллапса нейтронная звезда в первые миллионы лет быстро вращается и наблюдается как переменный излучатель – пульсар.
Если же масса коллапсирующей звезды значительно превышает 2 солнечные, то сжатие не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжается до тех пор, пока ее радиус не уменьшится до нескольких километров. Тогда сила притяжения на поверхности возрастает настолько, что даже луч света не может покинуть звезду. Сжавшуюся до такой степени звезду называют черной дырой. Такой астрономический объект можно изучать только теоретически, используя общую теорию относительности Эйнштейна. Расчеты показывают, что сжатие невидимой черной дыры продолжается, пока вещество не достигнет бесконечно большой плотности.
) от момента её рождения из газово-пылевого облака до момента полного истощения в её центр. области термоядерного топлива и наступления Г. к. (точка разветвления).
