Гравитациялық құлау: Астрономдық объектілердің тартылыс күшімен қысылуы
Gravitational collapse
Гравейтациялық құлау: Астрономдық объектілердің өзінің тартылысымен қысылуы. Жұлдыздар мен қара тесіктердің пайда болуына себеп. Термоядролық синтез процесі.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Астрономиялық объектінің өзінің гравитациясының әсерінен қысылуы
Contraction of an astronomical object due to the influence of its gravity
Гравитациялық құлдырау – астрономиялық объектінің өзінің гравитациясының әсерінен қысылуы, ол материяны гравитациялық орталыққа қарай тартуға бейім. Гравитациялық құлдырау – ғаламдағы құрылымдардың қалыптасуының негізгі механизмі. Уақыт өте келе материяның бастапқы, салыстырмалы түрде біртекті таралуы, жеткілікті мөлшерде жинақталғаннан кейін, жұлдыздар немесе қара тесіктер сияқты жоғары тығыздық аймақтарын құру үшін құлдырауы мүмкін. Гравитациялық құлдыраудың жасырын түрі ретінде, жұлдызаралық ортаның молекулалық бұлттар мен потенциалды протожұлдыздардың топтарына біртіндеп құлдырауы – жұлдыздың тууы болып табылады. Құлдыраудан туындаған қысылу температураны көтереді, жұлдыздың ортасында термоядролық синтез басталарша, сол кезде құлдырау біртіндеп тоқтатылады, себебі сыртқы жылу қысымы гравитациялық күштерді теңестіреді. Жұлдыз содан кейін динамикалық тепе-теңдік күйінде қалады. Жұлдыздың эволюциясы барысында жұлдыз қайтадан құлдырап, жаңа тепе-теңдік күйлеріне жете алады.
Gravitational collapse is the contraction of an astronomical object due to the influence of its own gravity, which tends to draw matter inward toward the center of gravity. Gravitational collapse is a fundamental mechanism for structure formation in the universe. Over time an initial, relatively smooth distribution of matter, after sufficient accretion, may collapse to form pockets of higher density, such as stars or black holes. As a clandestine form of gravitational collapse, the gradual gravitational collapse of interstellar medium into clumps of molecular clouds and potential protostars, is the birth of a star. The compression caused by the collapse raises the temperature until thermonuclear fusion occurs at the center of the star, at which point the collapse gradually comes to a halt as the outward thermal pressure balances the gravitational forces. The star then exists in a state of dynamic equilibrium. During the star's evolution a star might collapse again and reach several new states of equilibrium.
Жұлдыздар түзілуі
Жұлдызаралық газ бұлты, газ қысымының кинетикалық энергиясы ішкі гравитациялық күштің потенциалдық энергиясымен тепе-теңдікте болғанша гидростатикалық тепе-теңдікте қалады. Бұл математикалық тұрғыдан вириал теоремасымен өрнектеледі, ол тепе-теңдікті сақтау үшін гравитациялық потенциалдық энергияның ішкі жылу энергиясының екі есесіне тең болуын талап етеді. Егер газдың бір бөлігінің массасы жеткілікті болса және газ қысымы оны ұстап тұруға жеткіліксіз болса, бұлт гравитациялық құлдырауға ұшырайды. Бұлттың мұндай құлдырауға ұшырайтын шекті массасы Джинс массасы деп аталады. Бұл масса бұлттың температурасы мен тығыздығына байланысты, бірақ әдетте мыңдағаннан он мыңдаған күн массасына жетеді.
An interstellar cloud of gas will remain in hydrostatic equilibrium as long as the kinetic energy of the gas pressure is in balance with the potential energy of the internal gravitational force. Mathematically this is expressed using the virial theorem, which states that to maintain equilibrium, the gravitational potential energy must equal twice the internal thermal energy. If a pocket of gas is massive enough that the gas pressure is insufficient to support it, the cloud will undergo gravitational collapse. The critical mass above which a cloud will undergo such collapse is called the Jeans mass. This mass depends on the temperature and density of the cloud but is typically thousands to tens of thousands of solar masses.
Ақ жұлдыз
Жұлдыз ядросының ақ жұлдызға дейін құлауы он мыңдаған жылға созылады, ал жұлдыз сыртқы қабығын шашып, планеталық тұмандыққа айналады. Егер жұлдыздың серігі болса, ақ жұлдыздың мөлшеріндегі дене серігінен материяны сіңіре алады. Чандрасекар шегіне (күн массасынан шамамен бір жарым есе көп, онда гравитациялық құлау қайта басталады) жеткенше, көміртегі-қысық газ ақ жұлдызының тығыздығы мен температурасының артуы жаңа ядролық синтезге әкеледі, ол реттелмейді, себебі жұлдыздың салмағы жылулық қысымнан гөрі дегенерациялық қысыммен ұсталады, бұл температураның үрделді өсуіне жағдай жасайды. Соның салдарынан, көміртегінің күшті жарылысы Ia типіндегі жұлдыздық жарылысқа (суперноваға) алып келіп, жұлдызды толығымен жояды.
The collapse of the stellar core to a white dwarf takes place over tens of thousands of years, while the star blows off its outer envelope to form a planetary nebula. If it has a companion star, a white dwarf sized object can accrete matter from the companion star. Before it reaches the Chandrasekhar limit (about one and a half times the mass of the Sun, at which point gravitational collapse would start again), the increasing density and temperature within a carbon oxygen white dwarf initiate a new round of nuclear fusion, which is not regulated because the star's weight is supported by degeneracy rather than thermal pressure, allowing the temperature to rise exponentially. The resulting runaway carbon detonation completely blows the star apart in a type Ia supernova.
Нейтрон жұлдызы
Нейтронды жұлдыздар үлкен жұлдыздардың ядроларының гравитациялық күштен ыдырауынан пайда болады. Олар Ib, Ic және II типтегі жұлдыздық жарылыстардың (суперновалардың) қалдықтары болып табылады. Нейтронды жұлдыздардың миллиметрдей қалыңдықтағы қалыпты материядан тұратын "атмосферасы" немесе терісі болуы күтіледі, оның астында олар негізінен тығыз жиналған нейтрондардан – нейтрондық материядан құралған, арасында аздаған мөлшерде еркін электрондар мен протондар бар. Бұл дегенерацияланған нейтрондық материяның тығыздығы шамамен 6,65-ке тең. Экзотикалық материядан тұратын жұлдыздардың қалай пайда болатыны және олардың ішкі қабатты құрылымы әлі анық емес, себебі дегенерацияланған материяның кез келген ұсынылған күй теңдеуі жорамалдауға негіделген. Гипотетикалық дегенерацияланған материяның басқа да түрлері болуы мүмкін, ал соның нәтижесінде пайда болатын кварк жұлдыздары, ерекше жұлдыздар (кварк жұлдызының бір түрі) және преон жұлдыздары, егер олар бар болса, көбінесе нейтронды жұлдыздан ажырату қиын болады: Көп жағдайда экзотикалық материя "қалыпты" дегенерацияланған нейтрондардың қабығының астында жасырылады.
Neutron stars are formed by the gravitational collapse of the cores of larger stars. They are the remnant of supernova types Ib, Ic, and II. Neutron stars are expected to have a skin or "atmosphere" of normal matter on the order of a millimeter thick, underneath which they are composed almost entirely of closely packed neutrons called neutron matter with a slight dusting of free electrons and protons mixed in. This degenerate neutron matter has a density of about 6.65. The appearance of stars composed of exotic matter and their internal layered structure is unclear since any proposed equation of state of degenerate matter is highly speculative. Other forms of hypothetical degenerate matter may be possible, and the resulting quark stars, strange stars (a type of quark star), and preon stars, if they exist, would, for the most part, be indistinguishable from a neutron star: In most cases, the exotic matter would be hidden under a crust of "ordinary" degenerate neutrons.
Қара тесіктер
Эйнштейннің теориясына сәйкес, Ландау-Оппенгеймер-Волков шегінен (сондай-ақ Толман-Оппенгеймер-Волков шегі, шамамен күннің массасынан екі есе көп) асатын тіпті үлкен жұлдыздар үшін, суық материяның белгілі бір түрі гравитацияға қарсы тұруға қажетті күшті жаңа динамикалық тепе-теңдікте қамтамасыз ете алмайды. Сондықтан, құлдырау тоқтатуға ештеңе жоқ. Егер дене өзінің Шварцшильд радиусына дейін құласа, онда ол қара тесік деп аталатын құрылым пайда болады, яғни тіпті жарық та қашып шыға алмайтын уақыт-кеңістік аймағы. Жалпы салыстырмалылық теориясы мен Роджер Пенроуз теоремасынан, кейіннен қандай да бір сингулярлықтың қалыптасуы сөзсіз. Дегенмен, Пенроуздың ғарыштық цензура гипотезасына сәйкес, сингулярлық қара тесіктің оқиғалар горизонтымен шектеледі, сондықтан сыртқы уақыт-кеңістік аймағында жақсы қалыптасқан геометрия сақталады, күшті, бірақ шекті қисықтықпен, шар тәрізді жағдайда тарихи Шварцшильд метрикасымен және бұрыштық импульс болған жағдайда, жақында ашылған Керр метрикасымен сипатталатын қарапайым формаға қарай дамиды деп күтіледі. Егер алдыңғы құрылымда магнит өрісі болса, ол құлдырау кезінде таратылады, себебі қара тесіктердің өздеріне магнит өрісі жоқ деп есептеледі. Екінші жағынан, қара тесік ішінде күтілетін сингулярлықтың табиғаты әлі де қырғи қабақ соғысқа түседі. Кванттық механикаға негізделген теорияларға сәйкес, кейін құлаушы объект белгілі бір көлемдегі кеңістікке немесе Планк тығыздығына (оны тоқтатуға ештеңе болмайтындықтан) жетуге мүмкін болатын ең жоғары энергия тығыздығына жетеді. Осы сәтте, белгілі гравитация заңдары жарамсыз болып қалады деген гипотеза бар. Бұл оқиғада не болып жатқаны туралы әртүрлі теориялар бар. Мысалы, циклдық кванттық гравитация Планк жұлдызының пайда болады деп болжайды. Қалай болғанда да, гравитациялық құлдырау сол кезеңде тоқтатылады және сингулярлық пайда болмайды деп мәлімделеді.
According to Einstein's theory, for even larger stars, above the Landau–Oppenheimer–Volkoff limit, also known as the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit (roughly double the mass of the Sun) no known form of cold matter can provide the force needed to oppose gravity in a new dynamical equilibrium. Hence, the collapse continues with nothing to stop it. Once a body collapses to within its Schwarzschild radius it forms what is called a black hole, meaning a spacetime region from which not even light can escape. It follows from general relativity and the theorem of Roger Penrose that the subsequent formation of some kind of singularity is inevitable. Nevertheless, according to Penrose's cosmic censorship hypothesis, the singularity will be confined within the event horizon bounding the black hole, so the spacetime region outside will still have a well behaved geometry, with strong but finite curvature, that is expected to evolve towards a rather simple form describable by the historic Schwarzschild metric in the spherical limit and by the more recently discovered Kerr metric if angular momentum is present. If the precursor has a magnetic field, it is dispelled during the collapse, as black holes are thought to have no magnetic field of their own. On the other hand, the nature of the kind of singularity to be expected inside a black hole remains rather controversial. According to theories based on quantum mechanics, at a later stage, the collapsing object will reach the maximum possible energy density for a certain volume of space or the Planck density (as there is nothing that can stop it). This is the point at which it has been hypothesized that the known laws of gravity cease to be valid. There are competing theories as to what occurs at this point. For example loop quantum gravity predicts that a Planck star would form. Regardless, it is argued that gravitational collapse ceases at that stage and a singularity, therefore, does not form.
Жұлдыздың теориялық ең кіші радиусы
Үлкен массалы нейтронды жұлдыздардың (шамамен 2,8 күн массасы) радиусы шамамен 12 км-ге бағаланады, бұл олардың эквивалентті Шварцшильд радиусынан 2 есеге жуық. Жеткілікті массасы бар нейтронды жұлдыз өзінің Шварцшильд радиусының ішінде (1.0 SR) болуы мүмкін және орталықтағы сингулярлыққа толық массасы сығылмастан қара тесік сияқты көрінуі мүмкін деп ойлауға болады; алайда, бұл, басы артық. Оқиғалар горизонтында материя тұрақты болуы үшін және ортаға құлаудан сақтану үшін жарық жылдамдығынан тез қозғалуы керек. Сондықтан, ешбір физикалық күш 1.0 SR-ден кіші жұлдыздың сингулярлыққа құлауына тосқауыл қоя алмайды (кем дегенде, қазіргі қабылданған жалпы салыстырмалылық теориясы шеңберінде; бұл Эйнштейн-Янг-Миллс-Дирак жүйесіне қатысты жарамсыз). Материя мен гравитациялық толқындардың шығарылуымен жалпы салыстырмалылық теориясындағы сфералық емес құлаудың моделі ұсынылған.
The radii of larger mass neutron stars (about 2.8 solar mass) are estimated to be about 12 km, or approximately 2 times their equivalent Schwarzschild radius. It might be thought that a sufficiently massive neutron star could exist within its Schwarzschild radius (1.0 SR) and appear like a black hole without having all the mass compressed to a singularity at the center; however, this is probably incorrect. Within the event horizon, the matter would have to move outward faster than the speed of light in order to remain stable and avoid collapsing to the center. No physical force, therefore, can prevent a star smaller than 1.0 SR from collapsing to a singularity (at least within the currently accepted framework of general relativity; this does not hold for the Einstein–Yang–Mills–Dirac system). A model for the nonspherical collapse in general relativity with the emission of matter and gravitational waves has been presented.