Gravitācijas sabrukums. Gravitācijas saspiešana Zvaigznes gravitācijas saspiešana

GRAVITACIJAS SAKLĀŠANĀS
starpzvaigžņu mākoņa vai zvaigznes strauja saspiešana un sadalīšanās savas gravitācijas ietekmē. Gravitācijas sabrukums ir ļoti svarīga astrofizikas parādība; tas ir iesaistīts gan zvaigžņu, zvaigžņu kopu un galaktiku veidošanā, gan dažu no tām bojāeju. Starpzvaigžņu telpā ir daudz mākoņu, kas galvenokārt sastāv no ūdeņraža ar blīvumu apm. 1000 at/cm3, izmēri no 10 līdz 100 St. gadiem. To struktūra un jo īpaši blīvums nepārtraukti mainās savstarpēju sadursmju, zvaigžņu starojuma karsēšanas, magnētisko lauku spiediena utt. ietekmē. Kad mākoņa vai tā daļas blīvums kļūst tik liels, ka gravitācija pārsniedz gāzes spiedienu, mākonis sāk nekontrolējami sarukt – tas sabrūk. Nelielas sākotnējā blīvuma neviendabības kļūst spēcīgākas sabrukšanas procesā; Rezultātā mākoņa fragmenti, t.i. sadalās daļās, no kurām katra turpina sarukt. Vispārīgi runājot, kad gāze tiek saspiesta, tās temperatūra un spiediens palielinās, kas var novērst turpmāku saspiešanu. Bet, lai gan mākonis ir caurspīdīgs infrasarkanajam starojumam, tas viegli atdziest, un saspiešana neapstājas. Taču, pieaugot atsevišķu fragmentu blīvumam, to atdzišana kļūst apgrūtināta un pieaugošais spiediens aptur sabrukumu – tā veidojas zvaigzne, un viss mākoņu fragmentu kopums, kas pārvērties par zvaigznēm, veido zvaigžņu kopu. Mākoņa sabrukšana zvaigznē vai zvaigžņu kopā ilgst aptuveni miljonu gadu – kosmiskā mērogā salīdzinoši ātri. Pēc tam kodoltermiskās reakcijas, kas notiek zvaigznes zarnās, uztur temperatūru un spiedienu, kas novērš saspiešanu. Šo reakciju laikā vieglie ķīmiskie elementi tiek pārveidoti par smagākiem, izdalot milzīgu enerģiju (līdzīgi tam, kas notiek, kad eksplodē ūdeņraža bumba). Atbrīvotā enerģija atstāj zvaigzni starojuma veidā. Masīvas zvaigznes izstaro ļoti intensīvu starojumu un sadedzina savu “degvielu” tikai dažu desmitu miljonu gadu laikā. Zemas masas zvaigznēm ir pietiekami daudz degvielas, lai tās izturētu daudzus miljardus gadu lēnas degšanas.
Agrāk vai vēlāk jebkurai zvaigznei beidzas degviela, kodoltermiskās reakcijas kodolā apstājas un, atņemot siltuma avotu, tā paliek sava gravitācijas žēlastībā, nepielūdzami novedot zvaigzni līdz nāvei. Ja pēc apvalka zaudēšanas zvaigznes paliekas masa ir mazāka par 1,2 Saules, tad tās gravitācijas sabrukums neiet pārāk tālu: pat sarūkoša zvaigzne, kurai nav siltuma avotu, iegūst jaunu spēju pretoties gravitācijai. Pie liela matērijas blīvuma elektroni sāk intensīvi atgrūst viens otru; tas nav saistīts ar to elektrisko lādiņu, bet gan ar to kvantu mehāniskajām īpašībām. Iegūtais spiediens ir atkarīgs tikai no vielas blīvuma un nav atkarīgs no tās temperatūras. Fiziķi šo elektronu īpašību sauc par deģenerāciju. Zemas masas zvaigznēs deģenerētas vielas spiediens var pretoties gravitācijai. Zvaigznes saraušanās apstājas, kad tā kļūst aptuveni Zemes lieluma. Šādas zvaigznes sauc par baltajiem punduriem, jo ​​tās spīd vāji, bet uzreiz pēc saspiešanas tām ir diezgan karsta (balta) virsma. Taču baltā pundura temperatūra pamazām pazeminās, un pēc vairākiem miljardiem gadu šādu zvaigzni jau ir grūti pamanīt: tā kļūst par aukstu, neredzamu ķermeni.
Masīvu zvaigžņu sabrukums. Ja zvaigznes masa ir lielāka par 1,2 Saules, tad deģenerēto elektronu spiediens nespēj pretoties gravitācijai, un zvaigzne nevar kļūt par balto punduri. Tās nekontrolējamais sabrukums turpinās, līdz viela sasniedz blīvumu, kas salīdzināms ar atomu kodolu blīvumu (apmēram 3*10 14 g/cm3). Šajā gadījumā lielākā daļa matērijas pārvēršas neitronos, kas, tāpat kā baltā pundura elektroni, kļūst deģenerēti. Deģenerētas neitronu vielas spiediens var apturēt zvaigznes kontrakciju, ja tās masa nepārsniedz aptuveni 2 Saules masas. Iegūtās neitronu zvaigznes diametrs ir tikai apm. 20 km. Kad neitronu zvaigznes straujā kontrakcija pēkšņi apstājas, visa kinētiskā enerģija pārvēršas siltumā un temperatūra paaugstinās līdz simtiem miljardu kelvinu. Rezultātā notiek milzīgs zvaigznes uzliesmojums, tās ārējie slāņi tiek izmesti lielā ātrumā, un spožums palielinās vairākus miljardus reižu. Astronomi to sauc par "supernovas sprādzienu". Apmēram pēc gada sprādziena produktu spilgtums samazinās, izmestā gāze pakāpeniski atdziest, sajaucas ar starpzvaigžņu gāzi un turpmākajos laikmetos kļūst par daļu no jaunās paaudzes zvaigznēm. Neitronu zvaigzne, kas parādījās sabrukuma laikā, pirmajos miljonos gadu strauji griežas un tiek novērota kā mainīgs izstarotājs - pulsārs. Ja sabrūkošās zvaigznes masa ievērojami pārsniedz 2 Saules, tad kompresija neapstājas neitronu zvaigznes stadijā, bet turpinās, līdz tās rādiuss samazinās līdz vairākiem kilometriem. Tad gravitācijas spēks uz virsmas palielinās tik ļoti, ka pat gaismas stars nevar atstāt zvaigzni. Tik lielā mērā sabrukušu zvaigzni sauc par melno caurumu. Šādu astronomisku objektu var pētīt tikai teorētiski, izmantojot Einšteina vispārējo relativitātes teoriju. Aprēķini liecina, ka neredzamā melnā cauruma saspiešana turpinās, līdz viela sasniedz bezgalīgi augstu blīvumu.
Skatīt arī PULSAR; MELNAIS BAURums.
LITERATŪRA
Šklovskis I.S., Zvaigznes: viņu dzimšana, dzīve un nāve. M., 1984. gads

Koljēra enciklopēdija. - Atvērtā sabiedrība. 2000 .

Skatiet, kas ir "GRAVITĀCIJAS SAKARUMS" citās vārdnīcās:

Process ir hidrodinamisks. ķermeņa saspiešana sava ietekmē. gravitācijas spēki. Šis process dabā ir iespējams tikai diezgan masīvos ķermeņos, jo īpaši zvaigznēs. Nepieciešams nosacījums, lai G.K. elastības samazināšanās zvaigznes iekšpusē noved pie spieta ... ... Fiziskā enciklopēdija

Katastrofāli ātra masīvu ķermeņu saspiešana gravitācijas spēku ietekmē. Gravitācijas sabrukums var izbeigt tādu zvaigžņu attīstību, kuru masa pārsniedz divas Saules masas. Pēc kodoldegvielas izsīkuma šādās zvaigznēs viņi zaudē savu...... Enciklopēdiskā vārdnīca

Gravitācijas sabrukuma mehānisma modelis Gravitācijas sabrukums ir katastrofāli strauja masīvu ķermeņu saspiešana gravitācijas spēku ietekmē. Gravitācija uz... Wikipedia

Katastrofāli ātra masīvu ķermeņu saspiešana gravitācijas spēku ietekmē. Gravitācijas sabrukums var izbeigt tādu zvaigžņu attīstību, kuru masa pārsniedz divas Saules masas. Pēc kodoldegvielas izsīkuma šādās zvaigznēs viņi zaudē savu...... Astronomijas vārdnīca

Gravitācijas sabrukums- (no gravitācijas un lat. collapsus fallen) (astrofizikā, astronomijā) katastrofāli ātra zvaigznes saspiešana pēdējos evolūcijas posmos savu gravitācijas spēku ietekmē, pārsniedzot uzkarsētas gāzes (matērijas) pavājināšanās spiediena spēkus .. . Mūsdienu dabaszinātņu aizsākumi

Skatiet gravitācijas sabrukumu... Lielā padomju enciklopēdija

Katastrofāli ātra masīvu ķermeņu saspiešana gravitācijas ietekmē. spēks GK var izbeigt zvaigžņu evolūciju ar Sv. divas saules masas. Pēc kodoldegvielas izsīkuma šādās zvaigznēs tās zaudē savas mehāniskās īpašības. ilgtspējība un... Dabas zinātne. Enciklopēdiskā vārdnīca

Skatiet gravitācijas sabrukumu... Lielā enciklopēdiskā vārdnīca

Skatiet gravitācijas sabrukumu. * * * SABRAUKT GRAVITACIONĀLĀS SAbrukums GRAVITĀCIJAS, skatīt gravitācijas sabrukumu (skat. GRAVITACIONĀLĀ SAKRŪTĪBA) ... Enciklopēdiskā vārdnīca

Grāmatas

• Einšteina redzējums. , Wheeler J.A. Izcilā amerikāņu fiziķa D. A. Vīlera grāmata ir veltīta elementāram ģeometrodinamikas izklāstam - Einšteina sapņa "reducēt visu fiziku uz ģeometriju" iemiesojumam. Autors sāk ar... Kategorija: Matemātika un dabaszinības Sērija: Izdevējs:

Kosmosā notiek daudzas pārsteidzošas lietas, kā rezultātā parādās jaunas zvaigznes, pazūd vecās un veidojas melnie caurumi. Viena no lieliskajām un noslēpumainajām parādībām ir gravitācijas sabrukums, kas izbeidz zvaigžņu evolūciju.

Zvaigžņu evolūcija ir izmaiņu cikls, ko zvaigzne piedzīvo savas dzīves laikā (miljoniem vai miljardiem gadu). Kad tajā esošais ūdeņradis beidzas un pārvēršas hēlijā, veidojas hēlija kodols, un tas pats sāk pārvērsties par sarkano milzi - vēlīnās spektrālās klases zvaigzni, kurai ir augsts spožums. To masa var būt 70 reizes lielāka par Saules masu. Ļoti spilgtus supergiantus sauc par hipergiantiem. Papildus augstajam spilgtumam tiem raksturīgs īss kalpošanas laiks.

Sabrukuma būtība

Šī parādība tiek uzskatīta par zvaigžņu evolūcijas beigu punktu, kuru svars pārsniedz trīs Saules masas (Saules svars). Šo daudzumu izmanto astronomijā un fizikā, lai noteiktu citu kosmisko ķermeņu svaru. Sabrukums notiek, kad gravitācijas spēki liek ļoti ātri saspiesties milzīgiem kosmiskiem ķermeņiem ar lielu masu.

Zvaigznes, kas sver vairāk nekā trīs Saules masas, satur pietiekami daudz materiāla ilgstošām kodoltermiskām reakcijām. Kad viela beidzas, kodoltermiskā reakcija apstājas, un zvaigznes pārstāj būt mehāniski stabilas. Tas noved pie tā, ka tie sāk saspiesties virzienā uz centru ar virsskaņas ātrumu.

Neitronu zvaigznes

Kad zvaigznes saraujas, tas rada iekšēju spiedienu. Ja tā aug ar pietiekamu spēku, lai apturētu gravitācijas saspiešanu, tad parādās neitronu zvaigzne.

Šādam kosmiskam ķermenim ir vienkārša uzbūve. Zvaigzne sastāv no kodola, ko klāj garoza, un tas, savukārt, veidojas no elektroniem un atomu kodoliem. Tas ir aptuveni 1 km biezs un salīdzinoši plāns salīdzinājumā ar citiem kosmosā atrastiem ķermeņiem.

Neitronu zvaigžņu svars ir vienāds ar Saules svaru. Atšķirība starp tiem ir tāda, ka to rādiuss ir mazs - ne vairāk kā 20 km. To iekšpusē atomu kodoli mijiedarbojas viens ar otru, tādējādi veidojot kodolmateriālu. Tas ir spiediens no tās puses, kas neļauj neitronu zvaigznei turpmāk sarukt. Šāda veida zvaigznēm ir ļoti liels rotācijas ātrums. Tās vienas sekundes laikā spēj veikt simtiem apgriezienu. Dzimšanas process sākas no supernovas sprādziena, kas notiek zvaigznes gravitācijas sabrukšanas laikā.

Supernovas

Supernovas sprādziens ir parādība, kas izraisa straujas zvaigznes spilgtuma izmaiņas. Tad zvaigzne sāk lēnām un pakāpeniski izbalēt. Tā beidzas pēdējais gravitācijas sabrukuma posms. Visu kataklizmu pavada liela enerģijas daudzuma atbrīvošanās.

Jāpiebilst, ka Zemes iedzīvotāji šo parādību var ieraudzīt tikai pēc fakta. Gaisma sasniedz mūsu planētu ilgi pēc slimības uzliesmojuma. Tas ir radījis grūtības noteikt supernovu raksturu.

Neitronu zvaigžņu dzesēšana

Pēc gravitācijas kontrakcijas beigām, kuras rezultātā izveidojās neitronu zvaigzne, tās temperatūra ir ļoti augsta (daudz augstāka par Saules temperatūru). Zvaigzne atdziest neitrīno dzesēšanas dēļ.

Pāris minūšu laikā to temperatūra var pazemināties 100 reizes. Nākamo simts gadu laikā - vēl 10 reizes. Pēc tam, kad tas samazinās, dzesēšanas process ievērojami palēninās.

Oppenheimera-Volkofa limits

No vienas puses, šis rādītājs atspoguļo neitronu zvaigznes maksimālo iespējamo svaru, pie kura gravitāciju kompensē neitronu gāze. Tas neļauj gravitācijas sabrukumam beigties ar melno caurumu. No otras puses, tā sauktā Oppenheimera-Volkofa robeža ir arī zemāks slieksnis melnā cauruma svaram, kas izveidojās zvaigžņu evolūcijas laikā.

Vairāku neprecizitāšu dēļ ir grūti noteikt precīzu šī parametra vērtību. Tomēr tiek lēsts, ka tas ir robežās no 2,5 līdz 3 saules masām. Šobrīd zinātnieki saka, ka smagākā neitronu zvaigzne ir J0348+0432. Tās svars ir vairāk nekā divas saules masas. Vieglākais melnais caurums sver 5-10 saules masas. Astrofiziķi saka, ka šie dati ir eksperimentāli un attiecas tikai uz šobrīd zināmajām neitronu zvaigznēm un melnajiem caurumiem, un liek domāt, ka pastāv masīvākas zvaigznes.

Melnie caurumi

Melnais caurums ir viena no pārsteidzošākajām kosmosā sastopamajām parādībām. Tas attēlo laika telpas reģionu, kurā gravitācijas pievilcība neļauj nevienam objektam izkļūt no tā. Pat ķermeņi, kas var pārvietoties ar gaismas ātrumu (ieskaitot pašus gaismas kvantus), nespēj to atstāt. Pirms 1967. gada melnos caurumus sauca par "iesaldētām zvaigznēm", "sabrukušām zvaigznēm" un "sabrukušām zvaigznēm".

Melnajam caurumam ir pretstats. To sauc par balto caurumu. Kā zināms, no melnā cauruma nav iespējams izkļūt. Runājot par baltumiem, tajos nevar iekļūt.

Papildus gravitācijas sabrukumam melnā cauruma veidošanos var izraisīt sabrukums galaktikas centrā vai protogalaktiskā acs. Pastāv arī teorija, ka melnie caurumi parādījās Lielā sprādziena rezultātā, tāpat kā mūsu planēta. Zinātnieki tos sauc par primārajiem.

Mūsu Galaktikā ir viens melnais caurums, kas, pēc astrofiziķu domām, izveidojies supermasīvu objektu gravitācijas sabrukšanas rezultātā. Zinātnieki saka, ka šādi caurumi veido daudzu galaktiku kodolus.

Amerikas Savienoto Valstu astronomi norāda, ka lielo melno caurumu lielums var būt ievērojami nepietiekami novērtēts. Viņu pieņēmumi ir balstīti uz faktu, ka, lai zvaigznes sasniegtu ātrumu, ar kādu tās pārvietojas pa M87 galaktiku, kas atrodas 50 miljonu gaismas gadu attālumā no mūsu planētas, melnā cauruma masai M87 galaktikas centrā jābūt vismaz 6,5. miljardu saules masu. Pašlaik ir vispāratzīts, ka lielākā melnā cauruma svars ir 3 miljardi saules masu, tas ir, vairāk nekā uz pusi mazāk.

Melno caurumu sintēze

Pastāv teorija, ka šie objekti var parādīties kodolreakciju rezultātā. Zinātnieki viņiem ir devuši nosaukumu kvantu melnās dāvanas. To minimālais diametrs ir 10–18 m, un mazākā masa ir 10–5 g.

Lielais hadronu paātrinātājs tika izveidots, lai sintezētu mikroskopiskus melnos caurumus. Tika pieņemts, ka ar tā palīdzību būs iespējams ne tikai sintezēt melno caurumu, bet arī simulēt Lielo sprādzienu, kas ļautu atjaunot daudzu kosmosa objektu, tostarp planētas Zeme, veidošanās procesu. Tomēr eksperiments neizdevās, jo nebija pietiekami daudz enerģijas, lai izveidotu melnos caurumus.

Astrofizikāla objekta hidrodinamiskā saspiešana tā gravitācijas spēku ietekmē, kas ievērojami samazina tā izmēru

Animācija

Apraksts

Gravitācijas sabrukums ir astrofiziska objekta hidrodinamiska saspiešana tā gravitācijas spēku ietekmē, kas izraisa ievērojamu tā izmēra samazināšanos. Gravitācijas sabrukuma attīstībai ir nepieciešams, lai spiediena spēki vai nu vispār nepastāvētu, vai vismaz tie būtu nepietiekami, lai neitralizētu gravitācijas spēkus. Gravitācijas sabrukums notiek divos galējos zvaigžņu evolūcijas posmos. Pirmkārt, zvaigznes dzimšana sākas ar gāzu un putekļu mākoņa gravitācijas sabrukumu, no kura veidojas zvaigzne, un, otrkārt, dažas zvaigznes pabeidz savu evolūciju gravitācijas sabrukšanas rezultātā, pārejot neitronu zvaigznes vai melnā cauruma galīgajā stāvoklī. .

Gravitācijas sabrukums ir termokodolreakciju pārtraukšanas sekas zvaigznes centrālajā reģionā, tas ir, tās termiskā un pēc tam hidrostatiskā (mehāniskā) līdzsvara pārkāpuma sekas.

Hidrostatiskā līdzsvara vienādojumam, kas aprēķināts zvaigznei kopumā, ir šāda forma:

kur m un R ir zvaigznes masa un rādiuss;

r c un p c - blīvums un spiediens zvaigznes centrā;

G - gravitācijas konstante;

g ir zvaigznes matērijas adiabātiskais indekss.

Šo attiecību analīze ļauj noteikt apstākļus gravitācijas sabrukuma rašanās, turpināšanās vai apturēšanai. Rezultāta atkarība no ietekmes ir šāda:

,

kur V ir kritiena ātrums (radiāls nerelativistisks gadījums);

r g - objekta gravitācijas rādiuss;

r ir attālums līdz slānim (līdz daļiņai);

E ir daļiņas kopējā enerģija;

m - daļiņu masa;

c ir gaismas ātrums.

Leņķiskajiem ātrumiem ir spēkā šāda sakarība:

,

kur w 0 un R0 ir objekta sākotnējais leņķiskais ātrums un rādiuss;

w 1 un R 1 - galīgais (strāvas) leņķiskais ātrums un rādiuss.

Ja g > 4/3, kur g ir zvaigznes vielas adiabātiskais eksponents, hidrostatiskais līdzsvars ir stabils un sabrukums nenotiek. Šajā gadījumā mēs runājam par rādītāja vidējo vērtību. Stingrai zvaigžņu hidrostatiskās stabilitātes teorijai ir jāņem vērā g atšķirības dažādiem zvaigznes slāņiem.

Zvaigznei var būt sfēriska vai paraboliska forma (1., 2. att.).

Sfēriskas zvaigznes sabrukums

Rīsi. 1

Gravitējošas masas sabrukums diska formā

Rīsi. 2

Savs gravitācijas lauks iedarbojas uz visu telpu ap gravitācijas centru. Vielas kustība ir vērsta uz gravitācijas centru. Telpas gravitācijas apgabalu nosaka Reilija nestabilitāte vai noteikta limitējoša vielas koncentrācija. Gravitācijas lauks ir vērsts uz gravitācijas centru. Spiediens pastāv zvaigznes telpas gravitācijas apgabalā, un tas nav vienāds dažādiem zvaigznes matērijas slāņiem.

Šī efekta rezultātu var izmantot hronometrijā. Superblīvu objektu radītos optiskos efektus var izmantot astronomijā.

Pulsārs ir kompakts rotējošs objekts ar ļoti spēcīgu magnētisko lauku - gravitācijas sabrukuma rezultāts. Noteiktos apstākļos tam var būt ļoti lēns mainīgs orbitālais periods. Šādu pulsāru var veiksmīgi izmantot kā laika un frekvences standartu.

Teorētiski iespējamais pielietojums: daļiņu atdalīšanās rotējoša melnā cauruma ergosfērā (iespējams gravitācijas sabrukuma rezultāts). Daļas iekrišana melnajā caurumā rada slingshot efektu - atlikušās daļas izmešanu apkārtējā telpā ar ļoti lielu enerģiju. Šādi varētu darboties nākotnes gravitācijas paātrinātāji. To svarīgākā īpašība un priekšrocība ir spēja paātrināt jebkuras daļiņas neatkarīgi no to elektriskā, leptoniskā, bariona lādiņa, griešanās, magnētiskā momenta utt.

Laika raksturlielumi

Uzsākšanas laiks (log līdz 7 līdz 9);

Kalpošanas laiks (log tc no 13 līdz 15);

Degradācijas laiks (log td no 14 līdz 16);

Optimālas attīstības laiks (log tk no 10 līdz 12).

Diagramma:

Efekta tehniskās realizācijas

efekta tehniskā īstenošana

Ir zināmi astronomiskie objekti – pulsāri – kompakti rotējoši objekti ar ļoti spēcīgu magnētisko lauku, kas rodas gravitācijas sabrukšanas rezultātā. Noteiktos apstākļos viņiem ir ļoti lēni mainīgs revolūcijas periods. Vienu no šiem pulsāriem var veiksmīgi izmantot kā laika un frekvences standartu, kas pieejams lietošanai jebkurā pasaules vietā.

Efekta pielietošana

Teorētiski iespējamais pielietošanas veids: gravitācijas kolapss - universāls daļiņu paātrinātājs, kas spēj paātrināt jebkuras daļiņas neatkarīgi no to elektriskā, leptoniskā, bariona lādiņa, spina, magnētiskā momenta utt.

Tiek saukts ātrs matērijas saspiešanas process savas pievilcības ietekmē (sk. Gravitācija). Dažreiz gravitācijas sabrukums tiek saprasts kā neierobežota matērijas saspiešana melnajā caurumā, ko apraksta vispārējā relativitātes teorija (relativistiskais sabrukums).

Jebkura ķermeņa daļas piedzīvo savstarpēju gravitācijas pievilcību. Tomēr lielākajā daļā ķermeņu tā lielums nav pietiekams, lai izraisītu sabrukumu. Dotai ķermeņa masai, jo lielāks ir iekšējais gravitācijas paplašinājuma lauks, jo lielāks ir tā blīvums, t.i. jo mazāks ir tā izmērs. Lai gravitācijas lauks kļūtu pamanāms, nepieciešams to saspiest līdz kolosāliem blīvumiem. Tātad, piemēram, lai notiktu Zemes gravitācijas sabrukums, tās blīvumam jāpalielinās līdz 10 27 g/cm 3, t.i. triljoniem reižu lielāks nekā kodola blīvums. Taču, pieaugot masai, palielinās arī iekšējais gravitācijas pievilkšanas lauks un samazinās sabrukšanai pietiekamā blīvuma vērtība.

Tādos masīvos objektos kā zvaigznes gravitācijas saspiešanas spēku loma kļūst izšķiroša. Šie paši spēki izraisa gāzes mākoņu saspiešanu zvaigžņu un galaktiku veidošanās laikā. Šādai saspiešanai ir raksturīga gāzes daļiņu savdabīga krišana veidojošās zvaigznes vai galaktikas centra virzienā. Šajā ziņā viņi runā par protozvaigžņu un protogalaktiku gravitācijas sabrukumu.

Zvaigžņu esamība ir saistīta ar to atomu savstarpējo pievilkšanos, bet parastajās zvaigznēs šo pievilkšanos līdzsvaro matērijas iekšējais spiediens, kas nodrošina to stabilitāti. Pie augstām temperatūrām un blīvumiem, kas raksturīgi zvaigžņu iekšpusei, vielas atomi tiek jonizēti un vielas spiedienu nosaka brīvo elektronu un jonu kustība. Galvenajos, garākajos zvaigžņu evolūcijas posmos šāda kustība ir termiska. To atbalsta enerģijas izdalīšanās kodolsintēzes reakciju laikā (skat. Zvaigznes). Tomēr kodoltermiskās degvielas padeve zvaigznēs ir ierobežota, un zvaigžņu galīgo likteni nosaka iespēja līdzsvarot gravitācijas saspiešanas spēkus un atvēsinošās vielas spiedienu zvaigznei, kas ir iztērējusi visu siltumenerģijas krājumu. Šādi līdzsvara apstākļi tiek realizēti baltajā pundurī vai deģenerētos zvaigžņu kodolos, kuru masa ir mazāka par 5-10 Saules masām, kur gravitācijas saspiešanu neitralizē elektronu spiediens. Bet baltajā pundurā jeb deģenerētā zvaigznes kodolā ar lielāku masu elektronu blīvums kļūst tik liels, ka šķiet, ka tie ir iespiesti kodolā un, mijiedarbojoties ar kodolmateriālu, pārvēršas neitrīnos. Šī elektronu uztveršana ar kodoliem noved pie elektronu spiediena samazināšanās, kas neitralizē gravitācijas saspiešanu, un notiek gravitācijas sabrukums.

Gravitācijas sabrukumu baltajā pundurā vai deģenerētā zvaigžņu kodolā pavada turpmāka elektronu uztveršana ar kodoliem un intensīvs neitrīno starojums, kas aiznes gandrīz visu gravitācijas saspiešanas enerģiju. Elektronu spiediens kļūst arvien mazāks, tāpēc saspiešana atspoguļo vielas brīvu kritumu zvaigznes centra virzienā. Galu galā sabrūkošā viela sastāv tikai no neitroniem. Iegūtais neitronu vielas spiediens var līdzsvarot gravitācijas saspiešanas spēkus, un gravitācijas sabrukums beigsies ar neitronu zvaigznes veidošanos. Neitrīno starojums sabrukšanas laikā neitronu zvaigznē var nodrošināt efektīvu enerģijas pārnesi uz sabrūkošās zvaigznes ārējiem slāņiem, kas ir pietiekama to atbrīvošanai ar augstu kinētisko enerģiju; Šajā gadījumā tiek novērots supernovas sprādziens.

Tomēr masīvu zvaigžņu gravitācijas sabrukums, kuru masa pārsniedz 5-10 Saules masas, nebeidzas neitronu zvaigžņu stadijā. Palielinoties neitronu zvaigznes masai, palielinās tās vielas blīvums un neitronu atgrūšana vairs nevar nodrošināt efektīvu pretestību gravitācijas saspiešanai. Sabrukums pārvēršas relativistiskā gravitācijas sabrukumā, un veidojas melnais caurums. Stabila baltā pundura un neitronu zvaigznes maksimālās masas klātbūtne nozīmē, ka masīvas zvaigznes (kuru masa ir 10 reizes lielāka par Saules masu) neizbēgami beigs savu eksistenci relativistiskā gravitācijas sabrukuma procesā.

Gravitācijas sabrukums melnajā caurumā ir parādība, kurā dominē vispārējās relativitātes teorijas ietekme. Pats sabrukums notiek kā brīvs kritiens uz radušos melnā cauruma centru, taču saskaņā ar vispārējās relativitātes likumiem attāls novērotājs šo kritienu redzēs it kā arvien lēnākā filmēšanā: viņam sabrukšanas process turpināsies. uz nenoteiktu laiku. Sabrūkot melnajā caurumā, mainās telpas un laika ģeometriskās īpašības. Gaismas staru liece izrādās tik spēcīga, ka neviens signāls nevar atstāt brūkošā ķermeņa virsmu. Matērija, kas nonākusi zem melnā cauruma rādiusa, ir pilnībā izolēta no pārējās pasaules, tomēr ar savu gravitācijas lauku turpina ietekmēt vidi.

starpzvaigžņu mākoņa vai zvaigznes strauja saspiešana un sadalīšanās savas gravitācijas ietekmē. Gravitācijas sabrukums ir ļoti svarīga astrofizikas parādība; tas ir iesaistīts gan zvaigžņu, zvaigžņu kopu un galaktiku veidošanā, gan dažu no tām bojāeju. Starpzvaigžņu telpā ir daudz mākoņu, kas galvenokārt sastāv no ūdeņraža ar blīvumu apm. 1000 at/cm3, izmēri no 10 līdz 100 St. gadiem. To struktūra, jo īpaši, blīvums nepārtraukti mainās savstarpēju sadursmju, zvaigžņu starojuma karsēšanas, magnētisko lauku spiediena utt. ietekmē. Kad mākoņa vai tā daļas blīvums kļūst tik liels, ka gravitācija pārsniedz gāzes spiedienu, mākonis sāk nekontrolējami sarukt – tas sabrūk. Nelielas sākotnējā blīvuma neviendabības kļūst spēcīgākas sabrukšanas procesā; Rezultātā mākoņa fragmenti, t.i. sadalās daļās, no kurām katra turpina sarukt. Vispārīgi runājot, kad gāze tiek saspiesta, tās temperatūra un spiediens palielinās, kas var novērst turpmāku saspiešanu. Bet, lai gan mākonis ir caurspīdīgs infrasarkanajam starojumam, tas viegli atdziest, un saspiešana neapstājas. Taču, pieaugot atsevišķu fragmentu blīvumam, to atdzišana kļūst apgrūtināta un pieaugošais spiediens aptur sabrukumu – tā veidojas zvaigzne, un viss mākoņu fragmentu kopums, kas pārvērties par zvaigznēm, veido zvaigžņu kopu. Mākoņa sabrukšana zvaigznē vai zvaigžņu kopā ilgst aptuveni miljonu gadu – kosmiskā mērogā salīdzinoši ātri. Pēc tam kodoltermiskās reakcijas, kas notiek zvaigznes zarnās, uztur temperatūru un spiedienu, kas novērš saspiešanu. Šo reakciju laikā vieglie ķīmiskie elementi tiek pārveidoti par smagākiem, izdalot milzīgu enerģiju (līdzīgi tam, kas notiek, kad eksplodē ūdeņraža bumba). Atbrīvotā enerģija atstāj zvaigzni starojuma veidā. Masīvas zvaigznes izstaro ļoti intensīvu starojumu un sadedzina savu “degvielu” tikai dažu desmitu miljonu gadu laikā. Zemas masas zvaigznēm ir pietiekami daudz degvielas, lai tās izturētu daudzus miljardus gadu lēnas degšanas. Agrāk vai vēlāk jebkurai zvaigznei beidzas degviela, kodoltermiskās reakcijas kodolā apstājas un, atņemot siltuma avotu, tā paliek sava gravitācijas žēlastībā, nepielūdzami novedot zvaigzni līdz nāvei. Zemas masas zvaigžņu sabrukums. Ja pēc apvalka zaudēšanas zvaigznes paliekas masa ir mazāka par 1,2 Saules, tad tās gravitācijas sabrukums neiet pārāk tālu: pat sarūkoša zvaigzne, kurai nav siltuma avotu, iegūst jaunu spēju pretoties gravitācijai. Pie liela matērijas blīvuma elektroni sāk intensīvi atgrūst viens otru; tas nav saistīts ar to elektrisko lādiņu, bet gan ar to kvantu mehāniskajām īpašībām. Iegūtais spiediens ir atkarīgs tikai no vielas blīvuma un nav atkarīgs no tās temperatūras. Fiziķi šo elektronu īpašību sauc par deģenerāciju. Zemas masas zvaigznēs deģenerētas vielas spiediens var pretoties gravitācijai. Zvaigznes saraušanās apstājas, kad tā kļūst aptuveni Zemes lieluma. Šādas zvaigznes sauc par baltajiem punduriem, jo ​​tās spīd vāji, bet uzreiz pēc saspiešanas tām ir diezgan karsta (balta) virsma. Taču baltā pundura temperatūra pamazām pazeminās, un pēc vairākiem miljardiem gadu šādu zvaigzni jau ir grūti pamanīt: tā kļūst par aukstu, neredzamu ķermeni. Masīvu zvaigžņu sabrukums. Ja zvaigznes masa ir lielāka par 1,2 Saules, tad deģenerēto elektronu spiediens nespēj pretoties gravitācijai, un zvaigzne nevar kļūt par balto punduri. Tās nekontrolējamais sabrukums turpinās, līdz viela sasniedz blīvumu, kas salīdzināms ar atomu kodolu blīvumu (apmēram 3? 1014 g/cm3). Šajā gadījumā lielākā daļa matērijas pārvēršas neitronos, kas, tāpat kā baltā pundura elektroni, kļūst deģenerēti. Deģenerētas neitronu vielas spiediens var apturēt zvaigznes kontrakciju, ja tās masa nepārsniedz aptuveni 2 Saules masas. Iegūtās neitronu zvaigznes diametrs ir tikai apm. 20 km. Kad neitronu zvaigznes straujā kontrakcija pēkšņi apstājas, visa kinētiskā enerģija pārvēršas siltumā un temperatūra paaugstinās līdz simtiem miljardu kelvinu. Rezultātā notiek milzīgs zvaigznes uzliesmojums, tās ārējie slāņi tiek izmesti lielā ātrumā, un spožums palielinās vairākus miljardus reižu. Astronomi to sauc par "supernovas sprādzienu". Apmēram pēc gada sprādziena produktu spilgtums samazinās, izmestā gāze pakāpeniski atdziest, sajaucas ar starpzvaigžņu gāzi un turpmākajos laikmetos kļūst par daļu no jaunās paaudzes zvaigznēm. Neitronu zvaigzne, kas parādījās sabrukuma laikā, pirmajos miljonos gadu strauji griežas un tiek novērota kā mainīgs izstarotājs - pulsārs. Ja sabrūkošās zvaigznes masa ievērojami pārsniedz 2 Saules, tad kompresija neapstājas neitronu zvaigznes stadijā, bet turpinās, līdz tās rādiuss samazinās līdz vairākiem kilometriem. Tad gravitācijas spēks uz virsmas palielinās tik ļoti, ka pat gaismas stars nevar atstāt zvaigzni. Tik lielā mērā sabrukušu zvaigzni sauc par melno caurumu. Šādu astronomisku objektu var pētīt tikai teorētiski, izmantojot Einšteina vispārējo relativitātes teoriju. Aprēķini liecina, ka neredzamā melnā cauruma saspiešana turpinās, līdz viela sasniedz bezgalīgi augstu blīvumu. Skatīt arī PULSAR; MELNAIS BAURums.