Colapsul gravitațional. Compresia gravitațională Compresia gravitațională a unei stele

PRIBERE GRAVITAȚIONALĂ
compresia și dezintegrarea rapidă a unui nor sau stele interstelare sub influența propriei gravitații. Colapsul gravitațional este un fenomen astrofizic foarte important; este implicată atât în ​​formarea stelelor, a clusterelor de stele și a galaxiilor, cât și în moartea unora dintre ele. În spațiul interstelar sunt mulți nori formați în principal din hidrogen cu o densitate de cca. 1000 at/cm3, dimensiuni de la 10 la 100 St. ani. Structura și, în special, densitatea lor se modifică continuu sub influența ciocnirilor reciproce, a încălzirii prin radiații stelare, a presiunii câmpurilor magnetice etc. Când densitatea unui nor sau a unei părți a acestuia devine atât de mare încât gravitația depășește presiunea gazului, norul începe să se micșoreze necontrolat - se prăbușește. Neomogenitățile mici ale densității inițiale devin mai puternice în timpul procesului de colaps; Ca urmare, norul se fragmentează, adică. se sparge în părți, fiecare dintre ele continuă să se micșoreze. În general, atunci când un gaz este comprimat, temperatura și presiunea acestuia cresc, ceea ce poate preveni o comprimare ulterioară. Dar, în timp ce norul este transparent la radiația infraroșie, se răcește ușor, iar compresia nu se oprește. Cu toate acestea, pe măsură ce densitatea fragmentelor individuale crește, răcirea lor devine mai dificilă, iar presiunea în creștere oprește colapsul - așa se formează o stea, iar întregul set de fragmente de nor care s-au transformat în stele formează un grup de stele. Prăbușirea unui nor într-o stea sau un grup de stele durează aproximativ un milion de ani - relativ rapid la scară cosmică. După aceasta, reacțiile termonucleare care apar în intestinele stelei mențin temperatura și presiunea, ceea ce împiedică compresia. În timpul acestor reacții, elementele chimice ușoare sunt transformate în altele mai grele, eliberând o energie enormă (similar cu ceea ce se întâmplă în timpul exploziei unei bombe cu hidrogen). Energia eliberată părăsește steaua sub formă de radiație. Stele masive emit radiații foarte intense și își ard „combustibilul” în doar câteva zeci de milioane de ani. Stelele cu masă mică au suficient combustibil pentru a rezista multe miliarde de ani de ardere lentă.
Mai devreme sau mai târziu, orice stea rămâne fără combustibil, reacțiile termonucleare din nucleu se opresc și, lipsită de o sursă de căldură, rămâne la cheremul propriei gravitații, ducând inexorabil steaua la moarte. Dacă, după pierderea învelișului, rămășița stelei are o masă mai mică de 1,2 solar, atunci colapsul său gravitațional nu merge prea departe: chiar și o stea care se micșorează, lipsită de surse de căldură, capătă o nouă capacitate de a rezista gravitației. La o densitate mare a materiei, electronii încep să se respingă intens unul pe altul; acest lucru nu se datorează încărcăturii lor electrice, ci proprietăților lor mecanice cuantice. Presiunea rezultată depinde numai de densitatea substanței și nu depinde de temperatura acesteia. Fizicienii numesc această proprietate a electronilor degenerare. În stelele cu masă mică, presiunea materiei degenerate poate rezista gravitației. Contracția unei stele se oprește atunci când devine aproximativ dimensiunea Pământului. Astfel de stele se numesc pitice albe pentru că strălucesc slab, dar imediat după compresie au o suprafață destul de fierbinte (albă). Cu toate acestea, temperatura piticii albe scade treptat, iar după câteva miliarde de ani o astfel de stea este deja greu de observat: devine un corp rece, invizibil.
Prăbușirea stelelor masive. Dacă masa stelei este mai mare de 1,2 solar, atunci presiunea electronilor degenerați nu este capabilă să reziste gravitației, iar steaua nu poate deveni o pitică albă. Colapsul său incontrolabil continuă până când substanța atinge o densitate comparabilă cu densitatea nucleelor ​​atomice (aproximativ 3*10 14 g/cm3). În acest caz, cea mai mare parte a materiei se transformă în neutroni, care, la fel ca electronii dintr-o pitică albă, devin degenerați. Presiunea materiei neutronice degenerate poate opri contracția unei stele dacă masa acesteia nu depășește aproximativ 2 mase solare. Steaua de neutroni rezultată are un diametru de numai cca. 20 km. Când contracția rapidă a unei stele neutronice se oprește brusc, toată energia cinetică se transformă în căldură și temperatura crește la sute de miliarde de kelvin. Ca urmare, are loc o erupție gigantică a stelei, straturile sale exterioare sunt aruncate cu viteză mare, iar luminozitatea crește de câteva miliarde de ori. Astronomii numesc aceasta „explozie de supernovă”. După aproximativ un an, luminozitatea produselor de explozie scade, gazul ejectat se răcește treptat, se amestecă cu gazul interstelar, iar în epocile ulterioare devine parte a stelelor noilor generații. Steaua neutronică care a apărut în timpul colapsului se rotește rapid în primele milioane de ani și este observată ca un emițător variabil - un pulsar. Dacă masa stelei care se prăbușește depășește semnificativ 2 solare, atunci compresia nu se oprește în stadiul stelei neutronice, ci continuă până când raza sa scade la câțiva kilometri. Apoi, forța gravitațională de pe suprafață crește atât de mult încât nici măcar o rază de lumină nu poate părăsi steaua. O stea care s-a prăbușit într-o asemenea măsură se numește gaură neagră. Un astfel de obiect astronomic poate fi studiat doar teoretic, folosind teoria generală a relativității a lui Einstein. Calculele arată că comprimarea găurii negre invizibile continuă până când materia atinge o densitate infinit de mare.
Vezi de asemenea PULSAR ; GAURA NEGRA.
LITERATURĂ
Shklovsky I.S., Stele: nașterea, viața și moartea lor. M., 1984

Enciclopedia lui Collier. - Societate deschisă. 2000 .

Vedeți ce este „Prăbușirea gravitațională” în alte dicționare:

Procesul este hidrodinamic. compresia corpului sub influența propriei sale. forțe de gravitație. Acest proces în natură este posibil numai în corpuri destul de masive, în special în stele. O condiție necesară pentru G.K o scădere a elasticității VA în interiorul stelei, la un roi duce la ... ... Enciclopedie fizică

Comprimarea catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența forțelor gravitaționale. Colapsul gravitațional poate pune capăt evoluției stelelor cu o masă care depășește două mase solare. După epuizarea combustibilului nuclear în astfel de stele, își pierd... ... Dicţionar enciclopedic

Modelul mecanismului colapsului gravitațional Colapsul gravitațional este o comprimare catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența forțelor gravitaționale. Gravitațional pentru... Wikipedia

Comprimarea catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența forțelor gravitaționale. Colapsul gravitațional poate pune capăt evoluției stelelor cu o masă care depășește două mase solare. După epuizarea combustibilului nuclear în astfel de stele, își pierd... ... Dicţionar astronomic

Colapsul gravitațional- (din gravitație și colaps lat. căzut) (în astrofizică, astronomie) compresie catastrofal de rapidă a unei stele în ultimele etape de evoluție sub influența propriilor forțe gravitaționale, depășind forțele de presiune de slăbire ale gazului încălzit (materiei) .. . Începuturile științelor naturale moderne

Vedeți Colapsul gravitațional... Marea Enciclopedie Sovietică

Compresie catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența gravitației. rezistenţă GK poate pune capăt evoluției stelelor cu o masă de St. două mase solare. După epuizarea combustibilului nuclear în astfel de stele, ele își pierd proprietățile mecanice. durabilitate si... Știința naturii. Dicţionar enciclopedic

Vedeți Colapsul gravitațional... Dicţionar enciclopedic mare

Vezi colapsul gravitațional. * * * PRIBERE GRAVITAȚIONAL COLLAPSE GRAVITAȚIONAL, vezi colaps gravitațional (vezi PRĂBUȘIRE GRAVITAȚIONALĂ) ... Dicţionar enciclopedic

Cărți

• viziunea lui Einstein. , Wheeler J.A. , Cartea remarcabilului fizician american D. A. Wheeler este dedicată unei prezentări elementare a geometrodinamicii - întruchiparea visului lui Einstein „de a reduce toată fizica la geometrie”. Autorul începe cu... Categorie: Matematică și știință Seria: Editura:

În spațiu se întâmplă multe lucruri uimitoare, în urma cărora apar stele noi, dispar cele vechi și se formează găuri negre. Unul dintre fenomenele magnifice și misterioase este colapsul gravitațional, care pune capăt evoluției stelelor.

Evoluția stelară este ciclul schimbărilor prin care trece o stea de-a lungul vieții sale (milioane sau miliarde de ani). Când hidrogenul din el se epuizează și se transformă în heliu, se formează un miez de heliu și el însuși începe să se transforme într-o gigantă roșie - o stea de clase spectrale târzii, care are luminozitate ridicată. Masa lor poate fi de 70 de ori masa Soarelui. Supergiganții foarte strălucitori se numesc hipergiganți. Pe lângă luminozitatea ridicată, acestea se caracterizează printr-o durată de viață scurtă.

Esența colapsului

Acest fenomen este considerat punctul final al evoluției stelelor a căror greutate este mai mare de trei mase solare (greutatea Soarelui). Această cantitate este folosită în astronomie și fizică pentru a determina greutatea altor corpuri cosmice. Colapsul are loc atunci când forțele gravitaționale fac ca corpuri cosmice uriașe cu o masă mare să se comprima foarte repede.

Stelele care cântăresc mai mult de trei mase solare conțin suficient material pentru reacții termonucleare de lungă durată. Când substanța se epuizează, reacția termonucleară se oprește, iar stelele încetează să fie stabile mecanic. Acest lucru duce la faptul că încep să se comprime spre centru cu o viteză supersonică.

Stele neutronice

Când stelele se contractă, aceasta creează presiune internă. Dacă crește cu o forță suficientă pentru a opri compresia gravitațională, atunci apare o stea neutronică.

Un astfel de corp cosmic are o structură simplă. O stea este formată dintr-un miez, care este acoperit de o crustă, iar aceasta, la rândul său, este formată din electroni și nuclee atomice. Are aproximativ 1 km grosime și este relativ subțire în comparație cu alte corpuri găsite în spațiu.

Greutatea stelelor neutronice este egală cu greutatea Soarelui. Diferența dintre ele este că raza lor este mică - nu mai mult de 20 km. În interiorul lor, nucleele atomice interacționează între ele, formând astfel materie nucleară. Presiunea din partea sa este cea care împiedică steaua neutronică să se contracte în continuare. Acest tip de stea are o viteză de rotație foarte mare. Sunt capabili să facă sute de revoluții într-o secundă. Procesul de naștere începe de la o explozie de supernovă, care are loc în timpul colapsului gravitațional al unei stele.

Supernove

O explozie de supernovă este un fenomen de schimbare bruscă a luminozității unei stele. Apoi steaua începe să se estompeze încet și treptat. Așa se încheie ultima etapă a colapsului gravitațional. Întregul cataclism este însoțit de eliberarea unei cantități mari de energie.

Trebuie remarcat faptul că locuitorii Pământului pot vedea acest fenomen numai după fapt. Lumina ajunge pe planeta noastră mult timp după ce a avut loc focarul. Acest lucru a cauzat dificultăți în determinarea naturii supernovelor.

Răcirea stelei cu neutroni

După încheierea contracției gravitaționale care a dus la formarea unei stele neutronice, temperatura acesteia este foarte ridicată (mult mai mare decât temperatura Soarelui). Steaua se răcește din cauza răcirii neutrinilor.

În câteva minute, temperatura lor poate scădea de 100 de ori. În următoarea sută de ani - încă de 10 ori. După ce scade, procesul de răcire încetinește semnificativ.

Limita Oppenheimer-Volkoff

Pe de o parte, acest indicator reflectă greutatea maximă posibilă a unei stele neutronice la care gravitația este compensată de gazul neutron. Acest lucru împiedică colapsul gravitațional să se termine într-o gaură neagră. Pe de altă parte, așa-numita limită Oppenheimer-Volkoff este, de asemenea, pragul inferior pentru greutatea unei găuri negre care s-a format în timpul evoluției stelare.

Din cauza unui număr de inexactități, este dificil să se determine valoarea exactă a acestui parametru. Cu toate acestea, se estimează că se află în intervalul de 2,5 până la 3 mase solare. În acest moment, oamenii de știință spun că cea mai grea stea neutronică este J0348+0432. Greutatea sa este mai mare de două mase solare. Cea mai ușoară gaură neagră cântărește 5-10 mase solare. Astrofizicienii spun că aceste date sunt experimentale și se referă doar la stele neutronice și găurile negre cunoscute în prezent și sugerează posibilitatea existenței unora mai masive.

Găuri negre

O gaură neagră este unul dintre cele mai uimitoare fenomene găsite în spațiu. Reprezintă o regiune a spațiu-timp în care atracția gravitațională nu permite niciunui obiect să scape din ea. Chiar și corpurile care se pot mișca cu viteza luminii (inclusiv cuante de lumină în sine) nu pot părăsi aceasta. Înainte de 1967, găurile negre erau numite „stele înghețate”, „colapsari” și „stele prăbușite”.

O gaură neagră are opusul ei. Se numește gaură albă. După cum știți, este imposibil să ieșiți dintr-o gaură neagră. Cât despre albii, nu pot fi pătrunși.

Pe lângă colapsul gravitațional, formarea unei găuri negre poate fi cauzată de un colaps în centrul galaxiei sau a ochiului protogalactic. Există, de asemenea, o teorie conform căreia găurile negre au apărut ca urmare a Big Bang-ului, la fel ca planeta noastră. Oamenii de știință le numesc primare.

Există o gaură neagră în galaxia noastră, care, conform astrofizicienilor, s-a format din cauza prăbușirii gravitaționale a obiectelor supermasive. Oamenii de știință spun că astfel de găuri formează nucleele multor galaxii.

Astronomii din Statele Unite ale Americii sugerează că dimensiunea găurilor negre mari poate fi subestimată semnificativ. Ipotezele lor se bazează pe faptul că, pentru ca stelele să atingă viteza cu care se deplasează prin galaxia M87, situată la 50 de milioane de ani lumină de planeta noastră, masa găurii negre din centrul galaxiei M87 trebuie să fie de cel puțin 6,5. miliarde de mase solare. În momentul de față, este general acceptat că greutatea celei mai mari găuri negre este de 3 miliarde de mase solare, adică mai mult de jumătate.

Sinteza găurii negre

Există o teorie conform căreia aceste obiecte pot apărea ca rezultat al reacțiilor nucleare. Oamenii de știință le-au dat numele de cadouri negre cuantice. Diametrul lor minim este de 10 -18 m, iar masa lor cea mai mică este de 10 -5 g.

Large Hadron Collider a fost construit pentru a sintetiza găurile negre microscopice. S-a presupus că, cu ajutorul acestuia, ar fi posibilă nu numai sintetiza unei găuri negre, ci și simularea Big Bang-ului, ceea ce ar face posibilă recrearea procesului de formare a multor obiecte spațiale, inclusiv planeta Pământ. Cu toate acestea, experimentul a eșuat deoarece nu a fost suficientă energie pentru a crea găuri negre.

Compresia hidrodinamică a unui obiect astrofizic sub influența propriilor forțe gravitaționale, ceea ce duce la o reducere semnificativă a dimensiunii acestuia

Animaţie

Descriere

Colapsul gravitațional este compresia hidrodinamică a unui obiect astrofizic sub influența propriilor forțe gravitaționale, ceea ce duce la o reducere semnificativă a dimensiunii acestuia. Pentru dezvoltarea colapsului gravitațional, este necesar ca forțele de presiune fie să fie absente cu totul, fie cel puțin insuficiente pentru a contracara forțele gravitaționale. Colapsul gravitațional are loc în două etape extreme ale evoluției stelare. În primul rând, nașterea unei stele începe cu colapsul gravitațional al noului de gaz și praf din care se formează steaua și, în al doilea rând, unele stele își finalizează evoluția prin colaps gravitațional, trecând în starea finală a unei stele neutronice sau a unei găuri negre. .

Colapsul gravitațional este o consecință a încetării reacțiilor termonucleare în regiunea centrală a stelei, adică o consecință a încălcării echilibrului său termic și apoi hidrostatic (mecanic).

Ecuația de echilibru hidrostatic mediată pentru stea în ansamblu are forma:

unde m și R sunt masa și raza stelei;

r c și p c - densitatea și presiunea în centrul stelei;

G - constantă gravitațională;

g este indicele adiabatic al materiei stelei.

Analiza acestor relații face posibilă determinarea condițiilor pentru apariția, continuarea sau oprirea colapsului gravitațional. Dependența rezultatului de impact are următoarea formă:

,

unde V este viteza de cădere (caz radial nerelativist);

r g - raza gravitațională a obiectului;

r este distanța până la strat (până la particule);

E este energia totală a particulei;

m - masa particulelor;

c este viteza luminii.

Pentru viteze unghiulare este valabilă următoarea relație:

,

unde w 0 și R0 sunt viteza unghiulară inițială și raza obiectului;

w 1 și R 1 - viteza unghiulară și raza finală (actuală).

Pentru g > 4/3, unde g este exponentul adiabatic al materiei stelei, echilibrul hidrostatic este stabil și nu are loc colapsul. În acest caz, vorbim despre valoarea medie a indicatorului. O teorie riguroasă a stabilității hidrostatice a stelelor trebuie să țină cont de diferența în g pentru diferitele straturi ale stelei.

O stea poate avea o formă sferică sau parabolică (Fig. 1, 2).

Prăbușirea unei stele sferice

Orez. 1

Colapsul unei mase gravitatoare sub forma unui disc

Orez. 2

Câmpul gravitațional propriu acționează asupra întregului spațiu din jurul centrului gravitațional. Mișcarea materiei este îndreptată spre centrul gravitațional. Regiunea gravitativă a spațiului este determinată de instabilitatea Rayleigh sau de o anumită concentrație limită a materiei. Câmpul gravitațional este îndreptat spre centrul gravitațional. Presiunea există în regiunea gravitativă a spațiului stelei și nu este aceeași pentru diferite straturi ale materiei stelei.

Rezultatul acestui efect poate fi folosit în cronometrie. Efectele optice cauzate de obiectele superdense pot fi folosite în astronomie.

Un pulsar este un obiect rotativ compact cu un câmp magnetic foarte puternic - rezultatul colapsului gravitațional. În anumite condiții, poate avea o perioadă orbitală care variază foarte lent. Un astfel de pulsar poate fi folosit cu succes ca standard de timp și frecvență.

Aplicație teoretică posibilă: separarea particulelor în ergosferă a unei găuri negre rotative (un posibil rezultat al colapsului gravitațional). Căderea unei părți într-o gaură neagră duce la un efect de praștie - ejectarea părții rămase în spațiul înconjurător cu energie foarte mare. Așa ar putea funcționa acceleratoarele gravitaționale ale viitorului. Caracteristica și avantajul lor cel mai important este capacitatea de a accelera orice particule, indiferent de încărcăturile lor electrice, leptonice, barionice, spin, moment magnetic etc.

Caracteristici de sincronizare

Timp de inițiere (log la 7 la 9);

Durata de viață (log tc de la 13 la 15);

Timp de degradare (log td de la 14 la 16);

Timpul de dezvoltare optimă (log tk de la 10 la 12).

Diagramă:

Implementări tehnice ale efectului

implementarea tehnică a efectului

Sunt cunoscute obiecte astronomice – pulsari – obiecte compacte rotative cu un câmp magnetic foarte puternic, rezultat în urma colapsului gravitațional. În anumite condiții, au o perioadă de revoluție care se schimbă foarte lent. Unul dintre acești pulsari poate fi folosit cu succes ca standard de timp și frecvență, disponibil pentru utilizare oriunde în lume.

Aplicarea unui efect

Mod de aplicare teoretic posibil: colapsul gravitațional - un accelerator universal de particule capabil să accelereze orice particule, indiferent de sarcinile lor electrice, leptonice, barionice, spin, moment magnetic etc.

Procesul rapid de comprimare a materiei sub influența propriei sale atracții se numește (vezi Gravitația). Uneori, colapsul gravitațional este înțeles ca compresia nelimitată a materiei într-o gaură neagră, descrisă de teoria generală a relativității (colapsul relativistic).

Părți ale oricărui corp experimentează atracție gravitațională reciprocă. Cu toate acestea, în majoritatea corpurilor magnitudinea sa este insuficientă pentru a provoca colapsul. Pentru o anumită masă a unui corp, cu cât câmpul intern de extensie gravitațională este mai mare, cu atât densitatea acestuia este mai mare, de exemplu. cu atât dimensiunea sa este mai mică. Pentru ca câmpul gravitațional să devină vizibil, este necesar să-l comprimați la densități colosale. Deci, de exemplu, pentru a se produce colapsul gravitațional al Pământului, densitatea acestuia trebuie să crească la 10 27 g/cm 3, adică. de trilioane de ori mai mare decât densitatea nucleară. Cu toate acestea, pe măsură ce masa crește, crește și câmpul intern de atracție gravitațională, iar valoarea densității suficientă pentru colaps scade.

În astfel de obiecte masive precum stelele, rolul forțelor de compresie gravitațională devine decisiv. Aceleași forțe provoacă compresia norilor de gaz în timpul formării stelelor și galaxiilor. O astfel de compresie are caracterul unei căderi deosebite a particulelor de gaz către centrul stelei sau galaxiei în formare. În acest sens, ei vorbesc despre colapsul gravitațional al protostelelor și protogalaxiilor.

Existența stelelor este asociată cu atracția reciprocă a atomilor lor, dar la stelele obișnuite această atracție este echilibrată de presiunea internă a materiei, care le asigură stabilitatea. La temperaturi și densități ridicate caracteristice interiorului stelelor, atomii de materie sunt ionizați, iar presiunea materiei este determinată de mișcarea electronilor și ionilor liberi. În etapele principale, cele mai lungi ale evoluției stelare, o astfel de mișcare este termică. Este susținută de eliberarea de energie în timpul reacțiilor de fuziune termonucleară (vezi Stele). Cu toate acestea, furnizarea de combustibil termonuclear în stele este limitată, iar soarta finală a stelelor este determinată de posibilitatea echilibrării forțelor de compresie gravitațională și a presiunii substanței de răcire a unei stele care și-a epuizat întreaga cantitate de energie termică. Astfel de condiții de echilibru se realizează într-o pitică albă sau în nucleele degenerate ale stelelor cu o masă mai mică de 5-10 mase solare, unde compresia gravitațională este contracarată de presiunea electronilor. Dar într-o pitică albă sau nucleu degenerat al unei stele cu o masă mai mare, densitatea electronilor devine atât de mare încât par a fi presați în miez și, interacționând cu materia nucleară, se transformă în neutrini. Această captare a electronilor de către nuclee duce la o scădere a presiunii electronilor contracarând compresia gravitațională și are loc colapsul gravitațional.

Prăbușirea gravitațională într-o pitică albă sau un nucleu stelar degenerat este însoțită de captarea în continuare a electronilor de către nuclee și de radiații intense de neutrini, care transportă aproape toată energia compresiei gravitaționale. Presiunea electronilor devine din ce în ce mai mică, astfel încât compresia reprezintă o cădere liberă a materiei spre centrul stelei. În cele din urmă, substanța care se prăbușește constă numai din neutroni. Presiunea rezultată a materiei neutronice poate echilibra forțele de compresie gravitațională, iar colapsul gravitațional se va termina cu formarea unei stele neutronice. Radiația neutrinilor în timpul colapsului într-o stea neutronică poate oferi un transfer eficient de energie către straturile exterioare ale stelei care se prăbușește, suficient pentru eliberarea lor cu energie cinetică mare; În acest caz, se observă o explozie de supernovă.

Cu toate acestea, colapsul gravitațional al stelelor masive cu mase care depășesc 5-10 mase solare nu se termină în stadiul de stele neutronice. Pe măsură ce masa unei stele neutronice crește, densitatea materiei sale crește, iar repulsia neutronilor nu mai poate oferi rezistență eficientă la compresia gravitațională. Colapsul se transformă în colaps gravitațional relativist și se formează o gaură neagră. Prezența masei maxime a unei pitice albe stabile și a unei stele neutronice înseamnă că stelele masive (cu o masă de 10 ori mai mare decât masa Soarelui) își vor încheia inevitabil existența într-un proces de colaps gravitațional relativist.

Colapsul gravitațional într-o gaură neagră este un fenomen în care efectele relativității generale devin dominante. Prăbușirea în sine are loc ca o cădere liberă spre centrul găurii negre rezultate, dar în conformitate cu legile relativității generale, un observator îndepărtat va vedea această cădere ca și cum ar fi filmat cu mișcare din ce în ce mai lentă: pentru el, procesul de colaps va continua. pe termen nelimitat. Când se prăbușește într-o gaură neagră, proprietățile geometrice ale spațiului și timpului se schimbă. Îndoirea razelor de lumină se dovedește a fi atât de puternică încât niciun semnal nu poate părăsi suprafața corpului care se prăbușește. Materia care a trecut sub raza găurii negre este complet izolată de restul lumii, continuând însă să influențeze mediul înconjurător cu câmpul său gravitațional.

compresia și dezintegrarea rapidă a unui nor sau stele interstelare sub influența propriei gravitații. Colapsul gravitațional este un fenomen astrofizic foarte important; este implicată atât în ​​formarea stelelor, a clusterelor de stele și a galaxiilor, cât și în moartea unora dintre ele. În spațiul interstelar sunt mulți nori formați în principal din hidrogen cu o densitate de cca. 1000 at/cm3, dimensiuni de la 10 la 100 St. ani. Structura lor, în special, densitatea se modifică continuu sub influența coliziunilor reciproce, a încălzirii prin radiații stelare, a presiunii câmpurilor magnetice etc. Când densitatea unui nor sau a unei părți a acestuia devine atât de mare încât gravitația depășește presiunea gazului, norul începe să se micșoreze necontrolat - se prăbușește. Neomogenitățile mici ale densității inițiale devin mai puternice în timpul procesului de colaps; Ca urmare, norul se fragmentează, adică. se sparge în părți, fiecare dintre ele continuă să se micșoreze. În general, atunci când un gaz este comprimat, temperatura și presiunea acestuia cresc, ceea ce poate preveni o comprimare ulterioară. Dar, în timp ce norul este transparent la radiația infraroșie, se răcește ușor, iar compresia nu se oprește. Cu toate acestea, pe măsură ce densitatea fragmentelor individuale crește, răcirea lor devine mai dificilă, iar presiunea în creștere oprește colapsul - așa se formează o stea, iar întregul set de fragmente de nor care s-au transformat în stele formează un grup de stele. Prăbușirea unui nor într-o stea sau un grup de stele durează aproximativ un milion de ani - relativ rapid la scară cosmică. După aceasta, reacțiile termonucleare care apar în intestinele stelei mențin temperatura și presiunea, ceea ce împiedică compresia. În timpul acestor reacții, elementele chimice ușoare sunt transformate în altele mai grele, eliberând o energie enormă (similar cu ceea ce se întâmplă în timpul exploziei unei bombe cu hidrogen). Energia eliberată părăsește steaua sub formă de radiație. Stele masive emit radiații foarte intense și își ard „combustibilul” în doar câteva zeci de milioane de ani. Stelele cu masă mică au suficient combustibil pentru a rezista multe miliarde de ani de ardere lentă. Mai devreme sau mai târziu, orice stea rămâne fără combustibil, reacțiile termonucleare din nucleu se opresc și, lipsită de o sursă de căldură, rămâne la cheremul propriei gravitații, ducând inexorabil steaua la moarte. Prăbușirea stelelor de masă mică. Dacă, după pierderea învelișului, rămășița stelei are o masă mai mică de 1,2 solar, atunci colapsul său gravitațional nu merge prea departe: chiar și o stea care se micșorează, lipsită de surse de căldură, capătă o nouă capacitate de a rezista gravitației. La o densitate mare a materiei, electronii încep să se respingă intens unul pe altul; acest lucru nu se datorează încărcăturii lor electrice, ci proprietăților lor mecanice cuantice. Presiunea rezultată depinde numai de densitatea substanței și nu depinde de temperatura acesteia. Fizicienii numesc această proprietate a electronilor degenerare. În stelele cu masă mică, presiunea materiei degenerate poate rezista gravitației. Contracția unei stele se oprește atunci când devine aproximativ dimensiunea Pământului. Astfel de stele se numesc pitice albe pentru că strălucesc slab, dar imediat după compresie au o suprafață destul de fierbinte (albă). Cu toate acestea, temperatura piticii albe scade treptat, iar după câteva miliarde de ani o astfel de stea este deja greu de observat: devine un corp rece, invizibil. Prăbușirea stelelor masive. Dacă masa stelei este mai mare de 1,2 solar, atunci presiunea electronilor degenerați nu este capabilă să reziste gravitației, iar steaua nu poate deveni o pitică albă. Colapsul său incontrolabil continuă până când substanța atinge o densitate comparabilă cu densitatea nucleelor ​​atomice (aproximativ 3? 1014 g/cm3). În acest caz, cea mai mare parte a materiei se transformă în neutroni, care, la fel ca electronii dintr-o pitică albă, devin degenerați. Presiunea materiei neutronice degenerate poate opri contracția unei stele dacă masa acesteia nu depășește aproximativ 2 mase solare. Steaua de neutroni rezultată are un diametru de numai cca. 20 km. Când contracția rapidă a unei stele neutronice se oprește brusc, toată energia cinetică se transformă în căldură și temperatura crește la sute de miliarde de kelvin. Ca urmare, are loc o erupție gigantică a stelei, straturile sale exterioare sunt aruncate cu viteză mare, iar luminozitatea crește de câteva miliarde de ori. Astronomii numesc aceasta „explozie de supernovă”. După aproximativ un an, luminozitatea produselor de explozie scade, gazul ejectat se răcește treptat, se amestecă cu gazul interstelar, iar în epocile ulterioare devine parte a stelelor noilor generații. Steaua neutronică care a apărut în timpul colapsului se rotește rapid în primele milioane de ani și este observată ca un emițător variabil - un pulsar. Dacă masa stelei care se prăbușește depășește semnificativ 2 solare, atunci compresia nu se oprește în stadiul stelei neutronice, ci continuă până când raza sa scade la câțiva kilometri. Apoi, forța gravitațională de pe suprafață crește atât de mult încât nici măcar o rază de lumină nu poate părăsi steaua. O stea care s-a prăbușit într-o asemenea măsură se numește gaură neagră. Un astfel de obiect astronomic poate fi studiat doar teoretic, folosind teoria generală a relativității a lui Einstein. Calculele arată că comprimarea găurii negre invizibile continuă până când materia atinge o densitate infinit de mare. Vezi și PULSAR; GAURA NEGRA.