Резкое сжатие звезды


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. В межзвездном пространстве существует множество облаков, состоящих в основном из водорода плотностью ок. 1000 ат/см3, размером от 10 до 100 св. лет. Их структура и, в частности, плотность непрерывно изменяются под действием взаимных столкновений, нагрева звездным излучением, давления магнитных полей и т.д. Когда плотность облака или его части становится настолько большой, что гравитация превосходит газовое давление, облако начинает неудержимо сжиматься — оно коллапсирует. Небольшие начальные неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются; в результате облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает сжиматься.

обще 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.
и 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*10 14 г/см3). 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.
разовавшаяся 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.
См. также ПУЛЬСАР; ЧЕРНАЯ ДЫРА.
ЛИТЕРАТУРА
Шкловский И. С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М., 1984


Энциклопедия Кольера. — Открытое общество. 2000.

Источник: dic.academic.ru

Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется огромная энергия, которая раздувает звезду. Казалось бы, это должно привести к падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура в ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё ещё происходит обычное ядерное выгорание водорода, что приводит к увеличению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около половины массы звезды, последняя расширяется до своего максимального размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в новую фазу.

Температура ядра растёт до тех пор, пока не превысит 200 млн. К. При такой температуре начинает выгорать гелий, в результате чего образуется углерод. Три ядра гелия, сливаясь, превращаются в ядро углерода, который оказывается более лёгким, чем три исходных ядра гелия, поэтому такая реакция также идёт с выделением энергии. Снова давление радиации, которое играло столь важную роль, когда звезда находилась на главной последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды опять удерживается от дальнейшего сжатия. Звезда возвращается к обычным размерам ; по мере того как это происходит, температура её поверхности растёт и она из красной становится белой.


В этот момент по некоторым загадочным причинам звезда оказывается неустойчивой. Астрономы полагают, что переменные звёзды, то есть звёзды, периодически меняющие свою светимость, возникают на этой стадии звёздной эволюции, так как процесс сжатия происходит не гладко и на некоторых его этапах возникают ритмические колебания звезды. На этой стадии звезда может пройти через фазу новой, в течение которой она внезапно выбрасывает в межзвёздное пространство значительное количество вещества ; оно, принимая вид расширяющейся оболочки, может содержать значительную часть массы звезды. Вспышки некоторых новых многократно повторяются, и это означает, что одной вспышки недостаточно, чтобы звезда достигла устойчивости. Но со временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает свой длинный путь к звёздному кладбищу. Даже на этой стадии звезда ещё способна к активности. Она может стать сверхновой . Причина, по которой звезда оказывается способной на такую активность, обусловлена количеством вещества, оставшимся у неё к этой стадии.

Источник: www.o8ode.ru

Как происходит[править | править код]


Когда звёздное ядро ​​больше не поддерживается гравитацией, оно «падает на себя» (сжимается) со скоростью, достигающей 70000 км/с (что примерно равно 0,23 скорости света – с ), и это приводит к быстрому росту температуры и плотности. Дальнейшее зависит от массы и структуры коллапсирующего ядра: вырожденные ядра с малой массой, образующие нейтронные звёзды, вырожденные ядра с большей массой, в основном полностью разрушающиеся до чёрных дыр, и невырожденные ядра, подвергающиеся убегающему слиянию.

Начальный коллапс вырожденных ядер ускоряется за счёт бета-распада, фоторасщепления и захвата электронов, что вызывает взрыв электронных нейтрино. При увеличении плотности эмиссия нейтрино отсекается, поскольку они захватываются ядром. Внутреннее ядро ​​в конечном итоге достигает обычно 30 км в диаметре и плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра, и давление нейтронного вырождения пытается остановить коллапс. Если масса ядра более, чем примерно 15  М (масс солнца), то вырождение нейтронов недостаточно, чтобы остановить коллапс звезды, и она становится чёрной дырой.

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и вновь образованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов, что в 6000 раз превышает температуру солнечного ядра. При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов эффективно образуются при тепловом излучении.


и тепловые нейтрино в несколько раз более распространены, чем нейтрино с электронным захватом. Около 1046 джоулей, примерно 10 % массы покоя звезды, превращается в десятисекундный выброс нейтрино, который является основным результатом события. Внезапно остановленный коллапс ядра восстанавливается и производит ударную волну, это останавливается в течение миллисекунд  во внешнем ядре, поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжёлых элементов. Процесс, который не совсем понятен, необходим для того, чтобы внешние слои ядра могли поглощать около 1044 джоулей (1 foe) от импульса нейтрино, создавая видимую яркость, хотя есть и другие теории о том, как «питать» взрыв.

Некоторая масса материала из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, и для ядер за пределами около 8  Мfall существует достаточный запас для образования чёрной дыры. Этот запасной вариант уменьшит созданную кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи, которые приводят к гамма-всплеску или исключительно светящейся сверхновой.

Распад массивного невырожденного ядра приведёт к дальнейшему слиянию. Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью, начинается слияние кислорода и коллапс может быть остановлен. Для масс ядра 40–60  M коллапс останавливается, и звезда остаётся неповреждённой, но коллапс будет происходить снова, когда сформировалось большее ядро.
я ядер около 60–130  Musion слияние кислорода и более тяжёлых элементов настолько энергично, что вся звезда разрушается, вызывая появление сверхновой. На верхнем конце диапазона масс сверхновая необычно светлая и чрезвычайно долгоживущая – из колоссальной массы выбрасывается 56Ni. Для ещё больших масс ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы позволить фоторасщеплению и ядру ​​полностью коллапсировать в чёрную дыру.

См. также[править | править код]

  • Звёздная эволюция
  • Белый карлик
  • Гравитационная неустойчивость

Источник: ru.wikipedia.org


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.