Gravitationssammenbrud

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 21. juni 2022; verifikation kræver 1 redigering .

Gravitationskollaps  er den hurtige komprimering af objekter under påvirkning af gravitationskræfter , en af ​​de grundlæggende måder at danne objekter på i universet . Gravitationskollapset forårsager også opløsningen af ​​gasskyer i separate klumper, i tilfælde af stjernedannelse, kaldet kugler . Så den ensartede fordeling af stof danner klynger af galakser, galakserne selv og individuelle stjerner. I processen med udvikling af en individuel stjerne stopper kollapset på grund af begyndelsen af ​​termonukleære reaktioner, der øger temperaturen og dermed gastrykket [1] .

For objekter med høj tæthed som hvide dværge og neutronstjerner modstås gravitationssammenbrud af henholdsvis degenererede gas- og neutrontryk; dog er der en absolut Oppenheimer-Volkov grænse , ud over hvilken der ikke er nogen fysiske mekanismer til at modstå kollaps, som et resultat af hvilket en tilstrækkelig massiv (mere end 3-4 M ☉ ) neutronstjerne bliver til et sort hul . Stjernekernernes gravitationelle kollaps til en neutronstjerne eller sort hul får den ydre skal til at udvide sig under påvirkning af den frigivne energi, hvilket skaber fænomenet en supernova [2] .

Gravitationssammenbrud af gasskyer

På grund af tilfældige udsving mister gasskyer af tilstrækkeligt store størrelser placeret i rummet en ensartet tæthedsfordeling. Processen lettes af gravitationskræfter, der forener stofklumper, men stigningen i gassens tryk og temperatur forhindrer det. Skyer med lav tæthed er imidlertid gennemsigtige for infrarød stråling, og når først det er startet, fortsætter gravitationskollapset [1] .

Gravitationskollaps under stjernedannelse

Mindre gasskyer, tusinder og titusinder af solmasser, efterhånden som de komprimeres, ifølge beregninger, går i stykker i endnu mindre, svarende i masse til Solen, mindre end den og overstiger ti (sjældent hundrede) gange. Sådanne klumper på et mellemstadium af transformation til en protostjerne kaldes kugler . Beregninger viser, at stjernedannelseshastigheden afhænger af massen af ​​kugler, og hvis den for masser af snesevis af solmasser er millioner af år, så er den for Solens masse mindre end ti og endda hundreder af millioner af år. I løbet af stjernedannelsen, i nærvær af et tilstrækkeligt rotationsmoment, i stedet for en enkelt eller flere stjerne, dannes en stjerne med et planetsystem fra en kugle, og overførslen af ​​vinkelmomentum fra den kontraherende kerne til protoplaneten disk opstår på grund af magnetfeltet i protostjernens roterende kerne [3] .

Ubegrænset gravitationssammenbrud af en stjerne

Når fusionsenergien i kernen af ​​en massiv stjerne ikke længere er i stand til at modstå tyngdekraften, "falder den på sig selv" (komprimeres) med hastigheder op til 70.000 km/s (hvilket er nogenlunde lig med 0,23 lysets hastighed - s ) , og dette fører til stigning i temperatur og tæthed. Hvad der derefter sker, afhænger af massen og strukturen af ​​den kollapsende kerne: lavmassedegenererede kerner, der danner neutronstjerner, degenererede kerner med højere masse, der for det meste kollapser fuldstændigt i sorte huller, og ikke-degenererede kerner, der gennemgår løbsk fusion.

Det indledende sammenbrud af degenererede kerner accelereres af beta-henfald, fotodisintegration og elektronindfangning, hvilket forårsager en eksplosion af elektronneutrinoer . Med en stigning i tætheden afbrydes emissionen af ​​neutrinoer, da de fanges af kernen. Den indre kerne når til sidst typisk 30 km i diameter og en tæthed, der kan sammenlignes med en atomkernes, og neutrondegenerationstryk forsøger at stoppe kollapset. Hvis massen af ​​kernen er mere end omkring 15 M ☉ ( solens masse ), så er neutronernes degeneration ikke nok til at stoppe stjernens kollaps, og den bliver til et sort hul.

I kerner med lavere masse stopper kollapset, og den nydannede neutronkerne har en starttemperatur på omkring 100 milliarder kelvin, 6.000 gange solkernens temperatur. Ved denne temperatur produceres neutrino-antineutrino-par af alle smagsstoffer effektivt af termisk stråling. Disse termiske neutrinoer er flere gange mere rigelige end elektronfangede neutrinoer. Omkring 1046 joule, omkring 10 % af stjernens hvilemasse, omdannes til et ti sekunders udbrud af neutrinoer, som er hovedresultatet af begivenheden. Det brat standsede kernekollaps genopretter sig og producerer en chokbølge, der stopper inden for millisekunder i den ydre kerne, da energi går tabt på grund af dissociation af tunge elementer. Processen, som ikke er godt forstået, er nødvendig for, at de ydre lag af kernen er i stand til at absorbere omkring 1044 joule (1 foe ) fra neutrino-momentumet, hvilket skaber tilsyneladende lysstyrke, selvom der er andre teorier om, hvordan man "power" eksplosionen.

Noget materiale fra den ydre skal falder tilbage på neutronstjernen, og for kerner ud over omkring 8 M☉ er der nok margin til at danne et sort hul. Denne tilbagegang vil reducere den genererede kinetiske energi og massen af ​​det udstødte radioaktive materiale, men i nogle situationer kan det også generere relativistiske stråler, der fører til et gammastråleudbrud eller en usædvanlig lysende supernova.

Nedbrydningen af ​​en massiv ikke-degenereret kerne vil føre til yderligere sammensmeltning. Når kernekollaps påbegyndes af parustabilitet, begynder oxygenfusion, og kollapset kan standses. For kernemasser på 40-60 M ☉ stopper kollapset, og stjernen forbliver intakt, men kollapset vil ske igen, når der er dannet en større kerne. For kerner omkring 60-130 M ☉ er fusionen af ​​ilt og tungere grundstoffer så kraftig, at hele stjernen kollapser og forårsager en supernova. I den øvre ende af masseområdet er en supernova usædvanlig lysstærk og ekstremt langlivet - 56 Ni udstødes fra en kolossal masse . For endnu større kernemasser bliver kernens temperatur høj nok til at tillade fotodisintegration og kernen til at kollapse fuldstændigt til et sort hul.

Se også

Noter

  1. ↑ 1 2 GRAVITATIONELT SAMMENDRAG | Encyclopedia Around the World . www.krugosvet.ru _ Hentet 15. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021.
  2. ↑ Astronet > Gravitationssammenbrud . www.astronet.ru _ Hentet 15. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021.
  3. ↑ Stjernedannelse - Physical Encyclopedia . www.femto.com.ua _ Hentet 15. april 2021. Arkiveret fra originalen 23. juni 2021.

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger