Перейти до вмісту

Гравітаційний колапс

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
У процесі еволюції масивної зорі формуються «цибулеподібні» оболонки з різних елементів, у яких відбувається термоядерний синтез (a). Коли інертне залізне ядро досягає критичної маси, воно колапсує в нейтрону зорю (b–c). Речовина, що падає всередину, відбивається назад (d–f), утворюючи наднову типу II.

Гравітаційний колапс — стискання астрономічного об'єкта під дією власної гравітації[1], який не в змозі зупинити інші сили (зокрема, тиск газу). Важливими прикладами є колапс темної матерії з утворенням великомасштабної структури Всесвіту, колапс газопилової хмари у протозорю[2] або колапс ядра масивної зорі в кінці її еволюції у нейтронну зорю або чорну діру під час вибуху наднової[2].

Зореутворення

[ред. | ред. код]
Докладніше: Зореутворення

Міжзоряна газова хмара зберігає гідростатичну рівновагу доти, доки кінетична енергія газового тиску компенсує потенціальну енергію її самогравітації. Математично це описує теорема віріалу, яка стверджує: для збереження рівноваги гравітаційна потенціальна енергія має дорівнювати подвоєній внутрішній тепловій енергії[3]. Якщо маса окремої області газу настільки велика, що тиск не може її підтримувати, хмара зазнає гравітаційного колапсу. Критичну масу, за якої це відбувається, називають масою Джинса. Вона залежить від температури та густини хмари і зазвичай становить від кількох тисяч до десятків тисяч сонячних мас[4].

Зоряні залишки

[ред. | ред. код]

Коли зоря в кінці своєї еволюції вичерпує запаси палива, вона стискається; цей процес зупиняється лише після досягнення нового стану рівноваги. Залежно від маси протягом життя, ці зоряні залишки можуть набувати однієї з трьох форм:

Теоретично також можливі компактні екзотичні зорі, утворені з форм екзотичної матерії, наприклад із кварків або преонів, однак такі об'єкти залишаються гіпотетичними[8].

Білий карлик

[ред. | ред. код]
Докладніше: Білий карлик

Для ізольованих зір із початковою масою від 1 до 7 M☉ кінцевою стадією еволюції є білий карлик. Колапс зоряного ядра до стану білого карлика триває десятки тисяч років. У цей час зоря скидає свою зовнішню оболонку, утворюючи планетарну туманність[9]. Білий карлик може мати магнітне поле, яке залишком стиснення його початкового зоряного магнітного поля[10]. Оскільки гравітаційне стискання і залишкові ядерні реакції горіння дають лише незначний внесок у випромінювання білого карлика, майже вся його світність походить від запасеної теплової енергії. Тому протягом мільярдів років температура білого карлика поступово знижується[11].

Якщо білий карлик має близьку зорю-компаньйон, він може акретувати речовину з неї, збільшуючи свою масу і, можливо, швидкість обертання. Коли на поверхні накопичується достатня кількість водню, відбувається спалах нової зорі. Оскільки білий карлик при цьому не руйнується, такий цикл може повторюватися багато разів[12].

Верхню межу маси білого карлика називають межею Чандрасекара. Вона становить приблизно 1,4 маси Сонця; після її досягнення гравітаційний колапс поновлюється. Ще до досягнення цієї межі зростання густини й температури вуглецево-кисневого білого карлика запускає новий цикл ядерного синтезу. Його ніщо не стримує, оскільки зорю підтримує тиск виродження, а не тепловий тиск, тому температура зростає лавиноподібно. Унаслідок цього відбувається самоприскорювана вуглецева детонація, яка повністю руйнує зорю в надновій типу Ia[13].

Альтернативний сценарій — злиття двох білих карликів у тісній подвійній системі (так звана двічі вироджена модель). Якщо їхня сумарна маса перевищує межу Чандрасекара, виникає наднова типу Ia[13].

Нейтронна зоря

[ред. | ред. код]
Докладніше: Нейтронна зоря

Нейтронні зорі утворюються внаслідок гравітаційного колапсу ядер масивних зір. Вони є залишками наднових типів Ib, Ic та II[14]. Очікують, що нейтронні зорі мають тонкий шар («атмосферу») звичайної речовини товщиною близько міліметра, під яким вони майже повністю складаються зі щільно упакованих нейтронів — так званої нейтронної речовини[15], із невеликою домішкою вільних електронів і протонів. Густина цієї виродженої нейтронної речовини становить приблизно 6,65×1017 кг/м3[16].

Зовнішній вигляд зір, що складаються з екзотичної матерії, і їхня внутрішня структура досі залишаються предметом наукових суперечок, оскільки будь-яке запропоноване рівняння стану виродженої речовини має значною мірою гіпотетичний характер[17]. Теоретики припускають можливість існування таких об'єктів, як кваркові зорі, дивні зорі (різновид кваркових) та преонні зорі.

Чорні діри

[ред. | ред. код]
Докладніше: Чорна діра
Графік залежності маси від середньої густини (у логарифмічному масштабі з нормуванням на сонячні значення), що показує можливі стани рівноваги зоряних об'єктів.

Згідно з теорією Ейнштейна, для об'єктів із масою, більшою за межу Толмена — Оппенгеймера — Волкова (приблизно удвічі більшу за масу Сонця), жодна відома форма холодної (без термоядерного синтезу) речовини не здатна створити відштовхувальну силу, достатню для протидії гравітації в новому динамічному стані рівноваги. Тому гравітаційний колапс триває безперешкодно[18].

Коли тіло стискається до свого радіуса Шварцшильда, воно перетворюється на чорну діру — область простору-часу, з якої навіть світло не може вирватися. Із загальної теорії відносності та теореми Пенроуза[19] випливає, що подальше утворення певного типу сингулярності є неминучим. Водночас, згідно з гіпотезою космічної цензури Пенроуза, сингулярність буде прихована всередині горизонту подій чорної діри, так що зовнішня область простору-часу зберігатиме регулярну геометрію з сильною, але скінченною кривиною. Очікують[20], що вона еволюціонує до відносно простої форми, яку в сферично симетричному випадку описує метрика Шварцшильда, а за наявності моменту імпульсу — метрика Керра. Якщо попередник мав магнітне поле, воно зникає під час колапсу, оскільки вважають, що чорні діри не мають власного магнітного поля[21].

Природа сингулярності всередині чорної діри залишається предметом дискусій. Згідно з теоріями, що спираються на квантову механіку, на певному етапі колапсуючий об'єкт досягає максимально можливої густини енергії для заданого об'єму — планківської густини. Припускають, що після цього відомі закони гравітації перестають бути застосовними[22]. Існують конкуруючі теорії щодо подальшого розвитку подій. Наприклад, петльова квантова гравітація передбачає утворення планківської зорі. У будь-якому разі, припускають, що на цьому етапі гравітаційний колапс припиняється, а сингулярність не формується[23].

Див. також

[ред. | ред. код]

Джерела

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Гравітаційний колапс // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 120. — ISBN 966-613-263-X.
  2. 1 2 В. І. Жданов. Колапс гравітаційний // Енциклопедія сучасної України / ред. кол.: І. М. Дзюба [та ін.] ; НАН України, НТШ. — К. : Інститут енциклопедичних досліджень НАН України, 2014. — Т. 14 : Кол — Кос. — 767 с. — ISBN 978-966-02-7304-7.
  3. ↑ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. с. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  4. ↑ Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. с. 198—199. ISBN 0-521-65937-X.
  5. ↑ Fontaine, G.; Brassard, P.; Charpinet, S.; Randall, S. K.; Van Grootel, V. (2013). An overview of white dwarf stars. 40th Liège International Astrophysical Colloquium. Ageing Low Mass Stars: From Red Giants to White Dwarfs. EPJ Web of Conferences. Т. 43. Bibcode:2013EPJWC..4305001F. doi:10.1051/epjconf/20134305001.
  6. ↑ Helstrom, Shane. Neutron Star Structure and Equation of State (PDF). Physics 243 – Advanced Quantum Mechanics. The University of Chicago. Процитовано 14 березня 2026.
  7. ↑ Nathanail, Antonios; Most, Elias R.; Rezzolla, Luciano (Липень 2017). Gravitational collapse to a Kerr–Newman black hole. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 469 (1): L31—L35. arXiv:1703.03223. Bibcode:2017MNRAS.469L..31N. doi:10.1093/mnrasl/slx035.
  8. ↑ Bezares, M.; Sanchis-Gual, N. (2025). Exotic Compact Objects: A Recent Numerical-Relativity Perspective. У Bambi, C.; Mizuno, Y.; Shashank, S.; Yuan, F. (ред.). New Frontiers in GRMHD Simulations. Springer Series in Astrophysics and Cosmology. Singapore: Springer. doi:10.1007/978-981-97-8522-3_18.
  9. ↑ Bloecker, T. (Травень 1995). Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution. Astronomy and Astrophysics. 297: 727. Bibcode:1995A&A...297..727B.
  10. ↑ Wickramasinghe, D. T.; Ferrario, Lilia (Лютий 2005). The origin of the magnetic fields in white dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 1576—1582. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08603.x.
  11. ↑ Moroni, Prada; Giorgio, Pier; Straniero, Oscar (Грудень 2002). Calibration of White Dwarf Cooling Sequences: Theoretical Uncertainty. The Astrophysical Journal. 581 (1): 585—597. arXiv:astro-ph/0209045. Bibcode:2002ApJ...581..585P. doi:10.1086/344052.
  12. ↑ Sion, E. M. (Травень 1999). White Dwarfs in Cataclysmic Variables. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (759): 532—555. Bibcode:1999PASP..111..532S. doi:10.1086/316361. JSTOR 10.1086/316361.
  13. 1 2 Gilfanov, Marat; Bogdán, Ákos (Лютий 2010). An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate. Nature. 463 (7283): 924—925. arXiv:1002.3359. Bibcode:2010Natur.463..924G. doi:10.1038/nature08685.
  14. ↑ Chevalier, Roger A. (Лютий 2005). Young Core-Collapse Supernova Remnants and their Supernovae. The Astrophysical Journal. 619 (2): 839—855. arXiv:astro-ph/0409013. Bibcode:2005ApJ...619..839C. doi:10.1086/426584.
  15. ↑ Gandolfi, Stefano; Gezerlis, Alexandros; Carlson, J. (19 жовтня 2015). Neutron Matter from Low to High Density. Annual Review of Nuclear and Particle Science (англ.). 65 (1): 303—328. arXiv:1501.05675. Bibcode:2015ARNPS..65..303G. doi:10.1146/annurev-nucl-102014-021957. ISSN 0163-8998.
  16. ↑ Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017). An Introduction to Modern Astrophysics (вид. 2nd). Cambridge University Press. с. 578. ISBN 978-1-108-42216-1.
  17. ↑ Newton Singh, Ksh.; Ali, Amna; Rahaman, Farook; Nasri, Salah (Вересень 2020). Compact stars with exotic matter. Physics of the Dark Universe. 29 100575. arXiv:2005.00540. Bibcode:2020PDU....2900575N. doi:10.1016/j.dark.2020.100575.
  18. ↑ Bombaci, I. (Січень 1996). The maximum mass of a neutron star. Astronomy and Astrophysics. 305: 871. Bibcode:1996A&A...305..871B.
  19. ↑ Penrose, Roger (18 січня 1965). Gravitational Collapse and Space–Time Singularities. Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 14 (3): 57—59. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/physrevlett.14.57. ISSN 0031-9007.
  20. ↑ Carter, B. (8 лютого 1971). Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom. Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 26 (6): 331—333. Bibcode:1971PhRvL..26..331C. doi:10.1103/physrevlett.26.331. ISSN 0031-9007.
  21. ↑ Baumgarte, Thomas W.; Shapiro, Stuart L. (10 березня 2003). Collapse of a Magnetized Star to a Black Hole. The Astrophysical Journal. 585 (2): 930—947. arXiv:astro-ph/0211339. Bibcode:2003ApJ...585..930B. doi:10.1086/346104. S2CID 15869680.
  22. ↑ Thorne, Kip S. (1966). L. Gratton (ред.). The general-relativistic theory of stellar structure and dynamics (PDF). Proceedings of the International School of Physics “Enrico Fermi”, Course XXXV (англ.). Varenna, Italy: Academic Press, New York. с. 273.
  23. ↑ Rovelli, Carlo; Vidotto, Francesca (2014). Planck stars. International Journal of Modern Physics D (англ.). 23 (12): 1442026. arXiv:1401.6562. Bibcode:2014IJMPD..2342026R. doi:10.1142/S0218271814420267. ISSN 0218-2718. S2CID 118917980.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Гравітаційний_колапс&oldid=48436436