GRAVITATIONAL COLLAPSE, hydrodynamische Kompression eines Weltraumobjekts unter Einwirkung seiner eigenen Gravitationskräfte, was zu einer erheblichen Verringerung seiner Größe führt. Für die Entstehung eines Gravitationskollapses ist es erforderlich, dass die Druckkräfte (Abstoßung) ganz fehlen oder zumindest nicht ausreichen, um den Gravitationskräften entgegenzuwirken. Der Gravitationskollaps tritt in zwei extremen Stadien der Sternentwicklung auf. Erstens beginnt die Geburt eines Sterns mit dem gravitativen Kollaps einer Gas- und Staubwolke. Zweitens beenden einige Sterne ihre Entwicklung durch einen Gravitationskollaps, und ihr zentraler Teil (Kern) geht in den Endzustand eines Neutronensterns oder Schwarzen Lochs über. Gleichzeitig kann eine verdünnte Schale durch eine starke Stoßwelle ausgestoßen werden, was zu einer Supernova-Explosion führt. Gravitationskollaps tritt auch in größerem Maßstab auf - in bestimmten Stadien der Entwicklung von galaktischen Kernen. Astronomische Beobachtungen mit umlaufenden Weltraumteleskopen im optischen, infraroten und Röntgenbereich zeigen überzeugend die Anwesenheit von massereichen Schwarzen Löchern mit einem Gewicht von mehreren Millionen bis mehreren Milliarden Sonnenmassen in den Zentren einiger Galaxien. Im Zentrum unserer Galaxie befindet sich ein unsichtbares "Punkt"-Objekt - ein Schwarzes Loch mit einer Masse von 3 Millionen Sonnenmassen, das durch die Umlaufbahnen benachbarter Sterne bestimmt wird, die es umkreisen. Solche Schwarzen Löcher entstehen zunächst durch einen gravitativen Kollaps und erhöhen dann allmählich ihre Masse, indem sie die umgebende Materie absorbieren.

Der Gravitationskollaps ist mit dem Verlust der Stabilität eines Objekts in Bezug auf die Kompression unter Einwirkung von Gravitationskräften verbunden. Nachdem das Objekt im Laufe der Zeit an Stabilität verloren hat, weicht das Objekt immer mehr vom anfänglichen hydrostatischen Gleichgewicht ab, und die Schwerkraft beginnt über die Druckkräfte zu herrschen, was eine weitere Beschleunigung der Kompression verursacht. Der Gravitationskollaps bei der Geburt von Sternen und bei der Entstehung von Neutronensternen und Schwarzen Löchern beruht auf ganz anderen physikalischen Prozessen. Das hydrodynamische Bild der Entstehung des Gravitationskollapses ist jedoch in beiden Fällen grundsätzlich gleich.

Die Geburt von Sternen ist mit der gravitativen Instabilität des interstellaren Mediums verbunden. Bei der Entstehung von Neutronensternen und Schwarzen Löchern ist der Anstoß für das Einsetzen des Gravitationskollapses der Stabilitätsverlust des Sterns durch die Dissoziation von Atomkernen in ihre Kernnukleonen und / oder Neutronisierung der Sternmaterie (Masseneinfang von Elektronen durch Atomkerne), begleitet von starken Energieverlusten durch die Emission von Elektron-Neutrinos.

Der beginnende Gravitationskollaps entwickelt sich hauptsächlich aus zwei Gründen immer schneller. Erstens führt der Energieaufwand für die Aufspaltung von Materieteilchen (Dissoziation von Molekülen und Ionisation von Atomen bei der Kompression protostellarer Wolken, Dissoziation von Atomkernen bei der Bildung von Neutronensternen) zu einer Abnahme der Druckanstiegsgeschwindigkeit, was verhindert die Verdichtung der Materie. Zweitens verlangsamen die starken Strahlungsenergieverluste während des Gravitationskollapses den Druckanstieg noch mehr.

Eine detaillierte Beschreibung des Gravitationskollapses kann nur mit Hilfe von Hochgeschwindigkeitscomputern unter Berücksichtigung spezifischer Mechanismen des Energieverlustes (Infrarotstrahlung oder Neutrinos) und anderer physikalischer Eigenschaften der kollabierenden Substanz erhalten werden. Je höher die Dichte der Materie innerhalb des kollabierenden Volumens ist, desto schneller entwickelt sich der Gravitationskollaps. Daher kollabiert zunächst die Region nahe dem Zentrum des Sterns (zentraler Kern). Nachdem der Gravitationskollaps des Kerns gestoppt wurde, kollidiert das Hüllenmaterial mit Überschallgeschwindigkeit mit ihm und bildet eine starke Stoßwelle (SW). Im zentralen Bereich des Objekts entsteht ein Überdruck, unter dessen Einwirkung sich der SW nach außen bewegt. Die Stoßwelle stoppt nicht nur den Fall der Schale, sondern kann den äußeren Schichten auch eine vom Zentrum aus gerichtete Geschwindigkeit verleihen. Dieser Effekt, der in detaillierten Berechnungen des Gravitationskollapses entdeckt wurde, wird als hydrodynamische Reflexion (Rebound) bezeichnet. Seine Existenz ist wichtig für die Diagnose des Gravitationskollapses in Beobachtungen, insbesondere für die Theorie von Supernova-Explosionen.

Nachdem der Großteil der Hülle auf den Kern fällt und durch die hydrodynamische Reflexion der Kernpulsationen zerfällt, endet der Gravitationskollaps tatsächlich. Ein erheblicher Teil der Energie, die beim Gravitationskollaps freigesetzt wird, muss jedoch nicht emittiert werden und wird in Form von Wärme in dem gebildeten dichten hydrostatischen Gleichgewichtsobjekt (in einem Protostern oder in einem heißen Neutronenstern) gespeichert ). Während die Energie ausstrahlt, zieht sich der Protostern langsam weiter zusammen. Nach dem Virialtheorem steigt die Temperatur im Zentrum des Protosterns und erreicht am Ende einen Wert, der für das Auftreten thermonuklearer Reaktionen ausreicht - der Protostern wird zu einem gewöhnlichen Stern.

In den Endstadien der Entwicklung massereicher Sterne können günstige Bedingungen für die Bildung von Sternkernen geschaffen werden, die gegenüber einem Gravitationskollaps instabil sind und eine Masse aufweisen, die die Grenzmasse eines Neutronensterns (2-3 Sonnenmassen) übersteigt. Unter solchen Umständen kann der Gravitationskollaps nicht mehr an einem Zwischenzustand eines Gleichgewichts-Neutronensterns enden und setzt sich mit der Bildung eines Schwarzen Lochs auf unbestimmte Zeit fort. Die Hauptrolle spielen hier die Effekte der Allgemeinen Relativitätstheorie, daher wird ein solcher Gravitationskollaps als relativistisch bezeichnet.

Der Gravitationskollaps kann durch die Rotation des kollabierenden Objekts und dessen Magnetfeld erheblich beeinflusst werden. Unter Beibehaltung des Drehimpulses und des magnetischen Flusses erhöhen sich die Rotationsgeschwindigkeit und das Magnetfeld während der Kompression, was das Bild des Gravitationskollapses nicht nur quantitativ, sondern auch qualitativ verändern kann. Bei fehlender Kugelsymmetrie werden beispielsweise Energieverluste durch die Abstrahlung von Gravitationswellen möglich. Eine ausreichend starke Anfangsrotation kann zu einem Stopp des Gravitationskollapses in einem Zwischenstadium führen, in dem eine weitere Kompression nur bei Vorhandensein von Drehimpulsverlustmechanismen oder bei der Zerlegung des Objekts in kleinere Klumpen möglich ist. Die quantitative Theorie des Gravitationskollapses unter Berücksichtigung von Rotation und/oder Magnetfeld steht erst am Anfang ihrer Entwicklung und basiert auf den Errungenschaften der modernen Computermathematik. Die Ergebnisse für den Gravitationskollaps ohne Berücksichtigung von Rotation und Magnetfeld sind dennoch von großer praktischer Bedeutung und in einigen Fällen offenbar eine gute Annäherung an die Realität.

Studien zum Gravitationskollaps haben im Zusammenhang mit den Errungenschaften der Infrarotastronomie, die die Beobachtung der Geburt von Sternen ermöglicht, sowie dem Bau unterirdischer Neutrino-Observatorien, die bei der Bildung von Neutrinostrahlung einen Ausbruch von Neutrino registrieren können, besonderes Interesse gefunden Neutronensterne und Schwarze Löcher in unserer Galaxie.

Lit.: Zeldovich Ya. B., Novikov ID Die Theorie der Gravitation und der Sternentstehung. M., 1971; Shklovsky I.S.Stars: ihre Geburt, ihr Leben und ihr Tod. 3. Aufl. M., 1984; Weltraumphysik: Eine kleine Enzyklopädie. 2. Aufl. M., 1986: Physikalische Enzyklopädie. M., 1988. Bd. 1.

G. zu Stars - seine katastrophal schnelle Kompression unter dem eigenen Einfluss. Gravitationskräfte - können nach dem Anhalten im Zentrum auftreten. die Region des Sterns thermonuklearer Reaktionen. Mit der Erschöpfung der nuklearen Energiereserven in einem Stern und dem Aussterben der zentralen Energiequelle wird dessen thermisches und dann hydrostatisches (mechanisches) Gleichgewicht direkt gestört. Gleichzeitig werden die der Schwerkraft entgegenwirkenden Kräfte geschwächt und es entstehen Bedingungen für die schnelle Kontraktion des Sterns. G. k. gilt als einer der möglichen Wege der Vervollständigung (mit 1,2 \ mathfrak M_ \ odot $ "align =" absmiddle "width =" 90 "height =" 17 ">), die zur Bildung von Neutronen führt Sterne oder sogar (bei einem relativistischen geometrischen Raum) von Schwarzen Löchern führt der bei einem geometrischen Raum in seinem zentralen Bereich mögliche Auswurf der äußeren Schichten eines Sterns zum Erscheinen.

Thermonukleare Reaktionen dienen dem Stern als Energiequelle und liefern ihm hydrostatische Energie. und thermisches Gleichgewicht bis zur Bildung in seinem Zentrum. Bereiche der Atomkerne der Eisengruppe. Diese Kerne haben die größten pro Nukleon, so dass die Verschmelzung von Kernen, die schwerer als die Eisenkerne sind, nicht mehr mit einer Energiefreisetzung verbunden ist, sondern im Gegenteil einen Energieaufwand erfordert. Beraubt von diesem Moment an thermonuklearen Energiequellen kann der Stern die Energieverluste in den Weltraum nicht kompensieren, zumal diese Verluste am Ende der "thermonuklearen" Evolutionsstufe enorm zunehmen. Zu den üblichen Energieverlusten der Sternoberfläche (Emission von Photonen durch die Photosphäre des Sterns) kommen hier die volumetrischen Energieverluste durch intensive Strahlung hinzu ( v) und Antineutrino () Zentrum. Bereich des Sterns. Volumetrische Energieverluste werden, wie die Berechnungen der Sternentwicklung zeigen, gegenüber den Verlusten von der Oberfläche bei der Temperatur-pax im Zentrum des Sterns dominant. Für das späte Stadium der Kernentwicklung eines ausreichend massereichen Sterns ist diese Bedingung mit einem Überschuss erfüllt - während der Synthese von Kernen der Eisengruppe erreicht der Temp-pa im Zentrum des Sterns 3 . 10 9 K. In massearmen Sternen mit einer Masse nahe der unteren Grenze erreicht die Temperatur-pa im Zentrum am Ende der Kernentwicklung ebenfalls einen Wert und die volumetrischen Energieverluste in Form von Neutrinostrahlung werden die wichtigsten.

Unkompensierte Energieverluste stören das Gleichgewicht des Sterns. Bedingungen für die Verdichtung seines Zentrums werden geschaffen. Bereich unter dem Einfluss der eigenen. Kräfte der Schwerkraft. Der Stern verbraucht nun, was beim Komprimieren auffällt. Das Tempo-pa im zusammenziehenden Stern erhöht sich (siehe). Zuerst ist die Kompression des Sterns langsam, also ist der Zustand hydrostatisch. Gleichgewicht wird noch immer erfüllt. Schließlich erreicht die Temperatur so hohe Werte, "(5-10) . 10 9 K, dass die Kerne der Eisengruppe ihre Stabilität verlieren. Sie zerfallen in Heliumkerne, Neutronen und Protonen (im ersten Zerfallsstadium 56 26 Fe ® 13 4 2 He + 4n - 124,4 MeV, bei weiterer Temperaturerhöhung zerfallen auch He-Kerne: 4 2 He ® 2n + 2p - 26,21 MeV). Der Zerfall von Kernen erfordert Mittel. Energieverbrauch, da es sich sozusagen um die gesamte Kette thermonuklearer Fusionsreaktionen von Wasserstoff zu Eisen handelt, die jedoch in die entgegengesetzte Richtung (nicht mit der Freisetzung, sondern mit der Aufnahme von Energie) geht. Die Rate-pa im Inneren des Sterns wächst zwar noch (aufgrund der Gravitationskompression), aber durch den Zerfall der Eisenkerne, der Energieaufwand erfordert, nicht so schnell, wie es notwendig wäre, die Kompression zu stoppen. Als Folge von Energieverlusten durch Neutrinostrahlung und Kernzerfall kommt es zu einer Art Sternexplosion - eine Explosion nach innen (manchmal in der wissenschaftlichen Literatur als Implosion bezeichnet, im Gegensatz zu einer Explosion - eine Explosion nach außen durch die schnelle Freisetzung von Energie). Bei der Implosion steht die Substanz im Mittelpunkt. die Region des Sterns fällt mit einer Geschwindigkeit nahe der Geschwindigkeit des freien Falls zum Zentrum. Die resultierende hydrodynamische Verdünnungswelle zieht sukzessive die vom Zentrum entfernteren Schichten des Sterns in das Fallregime ein. Unter bestimmten Bedingungen kann ein begonnener G. verlangsamen oder sogar stoppen, aber in einigen Fällen kann er ohne Unterbrechung weitergehen und in den sog. ...

Die Aufklärung des gesamten Zustandskomplexes, der zu G. to. führt, ist eine äußerst schwierige Aufgabe. Einer der wichtigen Schritte bei der Lösung dieses Problems ist die Untersuchung hydrostatischer Bedingungen. Gleichgewicht in den späteren Stadien der Entwicklung eines Sterns unter Beteiligung der Ur-tion des Aggregatzustandes im Stern.

Während der gesamten Evolution. Entwicklung eines Sterns, der mit thermonuklearen Reaktionen in seinem Zentrum verbunden ist. Regionen, in einem Stern, wird mit seltenen Ausnahmen hydrostatisch aufrechterhalten. Gleichgewicht. Es besteht in der Gleichheit (an jedem Punkt des Sterns und zu jeder Zeit) der Gravitationskräfte und der Abstoßungskräfte der Materieteilchen aufgrund des Drucks R, F – = –Dp/Dr [abs. die Größe dieser Kräfte, r ist der Abstand vom Zentrum zum betrachteten Punkt des Sterns, ist die Masse innerhalb einer Kugel mit dem Radius r, p ist die Dichte der Materie, -D p / D r ist ein ungefährer Ausdruck von Radialkomponente des Druckgradienten in der Nähe des betrachteten Punktes]. Das über den gesamten Stern gemittelte Gesamtniveau, das hydrostatische Niveau. Gleichgewicht lässt sich näherungsweise in der Form schreiben:

wobei und R die Gesamtmasse und der Radius des Sterns sind, r c und p c die Dichte und der Druck im Zentrum des Sterns sind. Diese Gleichung erlaubt es insbesondere, die Temperatur T c in der Nähe des Sternzentrums abzuschätzen. Wenn wir annehmen, dass die Materie dort dem Zustand eines idealen Gases gehorcht, dann ist R 0 universell, wobei m die Molekülmasse der Materie des Sterns ist. Für Sterne wie die Sonne ist T c ~ 10 7 K, für kollabierende (massereichere) Sterne viel höher. In Abb. 1 zeigt ein mögliches Evolutionsschema. Wege eines massereichen Sterns () vom Moment seiner Geburt aus einer Gas-Staub-Wolke bis zum Moment der vollständigen Erschöpfung zu seinem Zentrum. der Bereich des thermonuklearen Brennstoffs und die Offensive des geologischen Komplexes (Verzweigungspunkt).

Die Entwicklung eines Sterns nach dem "Abschalten" thermonuklearer Energiequellen kann streng genommen auf zwei Arten erfolgen: unter Beibehaltung der Hydrostatik. Gleichgewicht und Hydrodynamik. in einer Weise, in der die Schwerkraft deutlich überwiegt (F +> F -). Der Weg, den die Sternentwicklung gehen wird, hängt davon ab, wie sich der Druck der Sternmaterie bei Temperatur- und Dichteänderungen ändert, d. h. von der Gleichung des Aggregatzustands. Geht die Dichtezunahme bei der Verdichtung der Materie durch die Gravitationskräfte nicht mit einer ausreichend starken Druckerhöhung einher, so sind im Stern die Voraussetzungen für das Brechen der Hydrostatik geschaffen. Gleichgewicht und Entwicklung von G. to. Die Beziehung zwischen Druck und Dichte bei schneller Kompression eines Stoffes (mit Charakter) hat die Form: p c ~ r g c (g heißt adiabatischer Exponent).

Die Dichte der Materie wiederum wird durch die Größe des Sterns r c ~ ​​1 / R 3 bestimmt. Der Ausdruck für die abstoßenden Kräfte kann daher in der Form geschrieben werden:

Die Abhängigkeit der Gravitationskräfte vom Radius des Sterns ergibt sich aus dem Verhältnis:

Aus den Beziehungen (2) und (3) ist ersichtlich, dass die Gravitationskräfte mit abnehmendem Sternradius im Vergleich zu den Druckkräften schneller wachsen, wenn

5> 1 + 3g oder g< 4 / 3 (4),

Für g< 4 / 3 любое случайное малое гидродинамич. возмущение типа сжатия будет нарастать. Упругость вещества в этом случае недостаточна для предотвращения Г. к. В противном случае (при g >4/3) hydrostatisch das Gleichgewicht ist stabil: Versehentlich gebildete Dichtungen lösen sich auf und verblassen. In der strengen Theorie hydrostatisch. Die Sternstabilität berücksichtigt den Unterschied in g für verschiedene Schichten des Sterns. Tatsächlich kommen die Bedingungen von G. k. ins Zentrum. Bereich g< 4 / 3 , а во внеш. слоях ещё выполняется условие g >4/3. In Abb. 2 zeigt die Ergebnisse der theoretischen. Berechnungen des Wertes von g in Abhängigkeit von der Dichte und Temperatur des Stoffes. Die eingezeichneten Niveaulinien g = 4/3 unterscheiden deutlich die "Schlucht der Instabilität" (die Region mit g< 4 / 3). Когда в процессе эволюции в "овраг неустойчивости" попадает значит. часть центр. области звезды, начинается её Г. к.

Reis. 2. Diagramm der gegenseitigen Transformationen verschiedener Teilchen stellarer Materie und ihrer elastischen Eigenschaften in Abhängigkeit von Dichte (r) und Temperatur (T c). Die Bereiche der geringsten Elastizität des Stoffes (mit dem adiabatischen Exponenten g min = 1, 0 und 1,06) liegen in der Nähe des Schnittpunkts von Linien gleicher Gewichtskonzentrationen von X: I - Eisen- und Heliumkerne (links von der Linie, Eisenkerne herrschen rechts vor - Helium, auf der X-Linie selbst Fe = X He); II - Elektron-Positron-Paare und Atomelektronen (über dieser Linie überwiegen Elektronen); III - Neutronen und Protonen (oberhalb der Linie überwiegen Neutronen); IV - Eisenkerne und Neutronen (Neutronen überwiegen oberhalb und rechts der Linie). Das Diagramm zeigt die Bahnen der Mittelpunkte der Sterne: mit Masse - gestrichelte Linie AA` mit Beginn des Gravitationskollapses im Punkt A; mit Masse - gestrichelte Linie BB` mit Beginn des Gravitationskollapses im Punkt B; mit Masse - strichpunktierte Linie CC` (Punkt C - Beginn einer thermonuklearen Kohlenstoffexplosion). Die Bereiche erhöhter Instabilität sind von geschlossenen gestrichelten Linien mit einem Wert von g = 1,1 umgeben; die gestrichelte Linie bezeichnet die "Schlucht der Instabilität" mit g< 4 / 3 . Верхняя часть "оврага неустойчивости" проведена условно из-за трудностей учёта бета-превращений.

Identifizierung von physischen. Prozesse, die zu den Werten des Indikators g führen< 4 / 3 представляет собой одну из важных проблем теории Г. к. При высоких темп-pax и давлениях, характерных для стадии полного прекращения термоядерных реакций в звезде, плотность вещества в центре звезды превышает в миллионы или даже в миллиарды раз плотность твёрдых тел на поверхности Земли. Несмотря на это, звёздное вещество по св-вам близко к идеальному газу, т. к. кинетич. энергия образующих его частиц значительно превышает потенц. энергию их взаимодействия. От обычного идеального газа вещество центр. области звезды отличается тем, что образующие его разнородные частицы (фотоны, электроны, позитроны, протоны, нейтроны и разнообразные сложные атомные ядра) при взаимодействии могут испытывать различные превращения. При столкновении электрона с позитроном происходит их , и рождаются фотоны. В свою очередь, фотоны высоких энергий при столкновении с др. частицами могут рождать пары электрон - позитрон или путём фотоядерных реакций вызывать диссоциацию сложных ядер. Протоны и нейтроны участвуют в разнообразных ядерных реакциях со сложными ядрами, к-рые также могут взаимодействовать между собой. Нуклоны и ядра испытывают ещё различные бета-превращения (см. ). Подобные взаимные превращения частиц при определённой достаточно высокой темп-ре достигают динамич. равновесия (ядерного статистич. равновесия), и это состояние определяет равновесные концентрации всех частиц и все св-ва звёздного вещества, в т. ч. границы и глубину "оврага неустойчивости".

Zusammen mit den Umwandlungen von Teilchen, die mit gleicher Wahrscheinlichkeit in Vorwärts- und Rückwärtsrichtung ablaufen (so dass sie sich gegenseitig ausgleichen), bedeutet das am Ende der thermonuklearen Stufe der Sternentstehung. Intensitäten erreichen eine Beta-Konvertierung. Neutrinos und Antineutrinos nehmen notwendigerweise an Beta-Transformationen teil, die den Stern unmittelbar nach ihrer Geburt verlassen (für sie ist die Dicke des Sterns transparent). Beta-Transformationen haben daher einen einseitigen Charakter - Interaktionsreaktionen von Neutrinos und Antineutrinos mit K.-L. andere Teilchen (zum Beispiel das Einfangen eines Neutrinos durch ein Proton) finden im Stern nicht statt. Die einseitige Natur von Beta-Transformationen bedeutet, dass stellare Materie nicht vollständig ist. Quantitativ ist der Beitrag der Betatransformationen besonders im oberen linken Teil der "Schlucht der Instabilität" signifikant, wo auch weniger massereiche Sterne fallen können, S. Aufgrund der fehlenden Thermodynamik. die Gleichgewichte in diesem Teil von Abb. 2 Zeilen sind bedingt (sie wurden tatsächlich mit einer sehr groben Näherung berechnet). Strenge Definition von physikalisch. Bedingungen mit einem signifikanten Beitrag von Beta-Transformationen erfordern eine konsistente Berechnung ihrer Kinetik, die mit der Berechnung der Evolution und G. to. des Sterns in Einklang steht. Trotzdem ist die sog. kinetisch Gleichgewicht, in dem alle Beta-Transformationen ausgeglichen wären, mit Ausnahme derjenigen, die durch frei fliegende Neutrinos und Antineutrinos verursacht werden könnten. Bei einem solchen Gleichgewicht wird für schnelle hydrodynamische Störungen, die nicht mit Beta-Transformationen Schritt halten, die "Schlucht der Instabilität" flach und verengt sich. Dies bedeutet, dass nur Instabilitäten mit einer charakteristischen Zeit von Beta-Transformationen entstehen können. Daher sollte sich der Stern massearmer Sterne vergleichsweise langsam entwickeln. Im allgemeinen Fall sollte das Problem der Entwicklung einer Gallenblase unter Berücksichtigung der Kinetik aller Beta-Transformationen gelöst werden.

Jedenfalls verliert die Materie eines Sterns, der in eine "Schlucht der Instabilität" fällt, ihre Elastizität, und der Stern kann schließlich den Schwerkraftkräften nicht entgegenwirken, was zur Entwicklung der Schwerkraft führt Masse (die Masse eines Eisenkerns , der Rest ist Sauerstoff ext. Hülle) zeigen einen Halt im Sternhaufen, wenn die Dichte r s ~ 10 13 g / cm 3 und die Temperatur T s ~ 10 11 K im Zentrum des Sterns erreicht sind. Gleichzeitig setzt sich ein eher langsamer Anstieg fort (die gesamte schnelle Stufe von G. bis vor dem Anhalten ist durch eine hydrodynamische Zeit von ~ 0,1 s gekennzeichnet) Zentrum. Dichte bis r s ~ 10 15 g / cm 3 und Temperatur T s ~ 10 12 K (für eine Zeit von »3 s). Dann erfolgt ein noch langsamerer Abkühlungsprozess eines heißen Neutronensterns, der mit der Bildung eines kalten Neutronensterns endet, für den die Masse noch zulässig ist (siehe).

Die gleiche Berechnung (im Rahmen des gleichen physikalischen Modells) eines massereichen Sterns c (von dem die Masse des Eisenkerns, der Rest ist die äußere Sauerstoffhülle) führt zu einem anderen Ergebnis. Stoppen G. zu. Funktioniert nicht, und schnell hydrodynamisch. Die Phase der geochemischen Resonanz setzt sich mit der relativistischen geomagnetischen Resonanz fort, dh der Stern verwandelt sich in ein Schwarzes Loch. In Abb. 2 Trajektorien sind in der Mitte eingezeichnet. Punkte des Sterns für die beiden diskutierten Berechnungen der G.C.: (BB`) und (AA`). Es ist ersichtlich, dass das Stoppen der HK im Fall von BB` nach dem Schnittpunkt der Flugbahn des Sternzentrums mit der rechten (äußeren) Grenze der "Schlucht der Instabilität" erfolgt, wobei der adiabatische Exponent g . ist = 4/3. Am Haltepunkt ist der Exponent g >> 4/3. Im Fall von AA` verläuft die Flugbahn (Abb. 2) rechts von der BB`-Flugbahn, und trotz der Tatsache, dass g> 4/3 nach dem Überqueren der "Schlucht der Instabilität" der Rumpf nicht einmal abgebremst wird . Bei starker Neutrinostrahlung reicht also eine Erhöhung der Elastizität der Sternmaterie noch nicht aus, um den G. to zu stoppen.

Phys. die Gründe, die das Stoppen der Gasphase in diesem Fall verursachten, sollten in erster Linie auf die Beendigung aller Prozesse der gegenseitigen Umwandlung von Teilchen unter Energieaufwand und die Bildung einer großen Anzahl von Nukleonen aus Kernen zurückgeführt werden der Eisengruppe und Heliumkerne. Das resultierende Nukleonengas (mit einem Überschuss an teilweise entarteten Neutronen) erhöht die Elastizität der Substanz erheblich, wenn die Tiefe des Inneren T c > 10 10 K beträgt (der Wert von g für ein solches Gas nähert sich 5/3). Ein ebenso wichtiger Faktor ist die Opazität der Sterndicke für Neutrinostrahlung, die bei einer bestimmten Kompressionsstufe entsteht. Neutrinos und Antineutrinos, die den Stern bisher ungehindert verlassen haben, werden unter den neuen Bedingungen von der Materie des Sterns absorbiert. Dadurch verringern sich die Gesamtenergieverluste des Sterns, außerdem wird der gleichzeitig stattfindende Energietransfer durch Neutrinostrahlung vom Zentrum des Sterns nach außen hin verkleinert. Schichten können G. zu. vnesh direkt erschweren. Schichten des Sterns. Es kann angenommen werden, dass das Auftreten von Neutrino-Trübung in einem solchen Stadium der Neutrino-Emission, wenn eine ausreichende Elastizität der Substanz (g> 4/3) wiederhergestellt ist, zum Stoppen der Neutrino-Emission beiträgt. eine der Hauptaufgaben beim Studium von G. to. Grundsätzlich kann auch das Stoppen von G. to. Rotation und Größe dazu beitragen. das Feld des Sterns, aber es ist immer noch schwierig, diese wichtigen Effekte quantitativ zu berücksichtigen.

Wenn der Stern aufgehört hat, bildet sich im Stern eine scharf ausgeprägte heterogene Struktur: ein stark komprimierter Kern mit Masse und eine Hülle, die sich seit Beginn des Sterns relativ wenig komprimiert hat und die restliche Masse des Sterns enthält . Berechnungen zeigen, dass nach dem Stoppen des G. das Zentrum der Zentralregion des Sterns außen liegt. die Schichten fallen weiter zur Mitte hin ab und verlangsamen, nachdem sie auf einen dichten Kern gestoßen sind, schnell. Die Abbremsung der fallenden oder anwachsenden (siehe) Materie erfolgt im Bereich des Stoßsprungs an der Grenze von Kern und fallender Schale. Wenn die Kompression des Kerns abrupt genug aufhört, kann dieser Sprung in einen starken Sprung umgewandelt werden, der sich von der Kerngrenze bis zur Peripherie des Sterns ausbreitet. In Abb. 3, gebaut auf der Grundlage einer der Berechnungen des Raumfahrzeugs mit einem sehr abrupten Stopp für einen Stern c, wird gezeigt, wie bei der Ausbreitung der Stoßwelle die Bewegung der Materie zum Zentrum verlangsamt und durch Expansion ersetzt wird nach außen. Anfänglich (Abb. 3) bildete sich die Stoßwelle als Stoßsprung bei im Moment von 0,56s. Es besteht bis 1,75 s in Form eines Stoßsprungs weiter, während die Substanz hinter seiner Front komplett abgebremst wird. Außerdem breitet sich die Stoßwelle aus. Seine Geschwindigkeit nimmt mit der Annäherung der Wellenfront an die Oberfläche des Sterns zu, da er sich von dichten zu immer dünneren Materieschichten bewegt. Die Stoßwelle wird auch durch die Detonation von Kernbrennstoff im Äußeren beschleunigt. Schichten des Sterns. Hauptsächlich verfahren dieser art, bei der berechnung berücksichtigt, yavl. Kernumwandlung 2 16 8 O ® 32 16 S + 16,54 MeV. Schließlich kann die Stoßwelle dazu führen, dass sich ein Teil der Hülle vom Stern löst. Ungefähr so ​​könnte eine Supernova-Explosion stattfinden.

Reis. 3. Die Verteilung der Geschwindigkeiten und Bewegungen der Schichten eines Sterns mit Masse in Abhängigkeit von der Magnitude (dh dem Anteil der Masse eines Sterns, der tiefer als eine gegebene Schicht liegt) zu verschiedenen Zeitpunkten des Gravitationskollapses. Der Beginn des Countdowns ist bedingt. Der steilste Teil der Kurven ist die Vorderseite einer Stoßwelle, die sich zur Sternoberfläche ausbreitet. Die Kurve für den Zeitpunkt 37,6 s zeigt die Parabelgeschwindigkeit (Trennung der äußeren Schichten), die im betrachteten Fall 3,5 . beträgt . 10 3km/s. Alle Schichten des Sterns rechts von diesem Punkt bilden eine anschließend ausgeworfene Hülle.

Aber in konsistenteren Berechnungen einer Stoßwelle mit einem Stopp einer ausreichend starken Stoßwelle mit keiner signifikanten Kinetik. die Expansionsenergie der getrennten Schichten wird nicht erhalten. Bei der Berechnung der G. to. für einen Stern mit Masse (der Fall von BB` in Abb. 2) wird kein Auswurf der ext. Schichten, auch unter Berücksichtigung des Rotationseffekts. Beobachtungen hingegen weisen auf eine enge Beziehung zwischen Neutronenpulsarsternen und Supernovaexplosionen hin. Unter diesem Gesichtspunkt sind Untersuchungen des geometrischen Raums für Sterne kleiner Masse, die sich dem sogenannten Raumfahrzeug nähern, von besonderem Interesse. (für einen Eisenstern und für einen Kohlenstoffstern). Der Punkt ist, dass diese Studien einen sehr effektiven Mechanismus zum Auswurf der Sternhülle offenbarten (siehe Abschnitt 4). In Abb. 2 hat die Flugbahn SS` aufgetragen, die G. to darstellt. Schichten (die qualitative Seite dieses Effekts wird in Abb. 3 erläutert).

Es wurde bereits oben erwähnt, dass der Hauptmechanismus zum Verlust der Hydrostatik führt. Stabilität massearmer Sterne, yavl. Beta-Transformationen, oder besser gesagt, das Einfangen von Elektronen durch Kerne und Protonen, also Materie. Es ist klar, dass der Neutronisierungsprozess durch die geochemische Synthese erleichtert wird, da der Elektronendruck während des Einfangens von Elektronen abnimmt und auch eine gewisse Energie in Form von Neutrinos vom Stern weggetragen wird. Beachten Sie, dass in einem Stern mit geringer Masse der Elektronendruck einfach ist. Teil des Substanzdrucks (siehe den Beginn der CC`-Trajektorie in Abb. 2). Die Größe massearmer Sterne unterscheidet sich in einer weiteren Hinsicht von der Größe massereicher Sterne. Nach der „Verbrennung“ von Helium und der Bildung des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns des Sterns (Abb. 1) verläuft seine weitere Entwicklung je nach Masse des gebildeten Kerns unterschiedlich. Die Raumsonde der massereichen Sterne c entwickelt sich (nach der Bildung des Eisenkerns eines Sterns) in der gleichen Weise, wie es am Beispiel der Raumsonde der Sterne mit und mit beschrieben wurde. In massearmen Sternen können s, g. K. früher beginnen, wenn Kohlenstoff ausgebrannt wird. Berechnungen zeigen, dass dieser Burnout in der Regel heftig unter Verletzung der Hydrostatik verläuft. Gleichgewicht des Sterns und geht in eine thermonukleare Explosion mit großer Energiefreisetzung über.

Doch trotz der explosiven Verbrennung von Kohlenstoff und Sauerstoff kann dieser komplexe Prozess letztlich doch zur Entwicklung einer geologischen Verbrennung führen und nicht zur Explosion eines Sterns. Dies wird durch die intensive Neutronisierung von Verbrennungsprodukten (Kerne der Eisengruppe) und die damit verbundenen Mittel erleichtert. Energieverluste durch Neutrinostrahlung. Die Intensität dieser Prozesse nimmt mit zunehmender Dichte im Zentrum des Sterns schnell zu. Aus Berechnungen folgt, dass eine thermonukleare Explosion eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Sterns tatsächlich in einen Gasraum übergeht, wenn das Zentrum ist. die Dichte des Sterns vor dem Einsetzen des Burnouts überschreitet den Wert r s »10 10 g / cm 3. Die grundsätzliche Möglichkeit von G. ergibt sich auch aus einem Vergleich des Chandrasekhar-Limits für einen Eisenstern () und der Masse des betrachteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Sterns (). Der Überschuss der Masse des letzteren über die Chandrasekhar-Grenze yavl. eine notwendige Bedingung für G. to. und g / cm 3 - eine ausreichende Bedingung.

Die Umwandlung einer thermonuklearen Explosion in eine Gasexplosion ist in Abb. 4, die den zeitlichen Verlauf der Radien von mehreren zeigt. Schichten eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Sterns (die Flugbahn seines Zentrums, Punkte CC` ist in Abb. 2 angegeben). Zum Zeitpunkt t = 3,3 s (die Zeit wird ab dem Zeitpunkt gezählt, an dem das temp-pa im Zentrum des Sterns den Wert 6 . erreicht hat . 10 8 K, ausreichend für die Entwicklung einer explosiven thermonuklearen Verbrennung von Kohlenstoff), nehmen die Radien aller Schichten stark ab, was den Übergang der Explosion in die Brennkammer bedeutet.

Der sich entwickelnde G. to. wird von einem immer stärker werdenden Fluss von Neutrinostrahlung begleitet, die ihre Energie teilweise auf äußere Materie überträgt. Schichten des Sterns, beschleunigt die thermonukleare Verbrennung von Kohlenstoffresten in diesen Schichten erheblich. Es bildet sich eine mächtige Detonation. winken mit put. die Geschwindigkeiten des Materials hinter der Front, ausreichend, um die Außenschale abzulösen. Eine detaillierte Berücksichtigung dieses Mechanismus in den Berechnungen zeigt, dass eine Energie von ~ 10 50 erg auf die expandierende Schale übertragen wird. Dann kinetisch. die energie der hülle kann (aber schon viel langsamer, in 10 5 -10 6 s) aufgrund der einwirkungen von drehung und druck von magn. Felder bis zu ~ 10 31 erg, was der Hüllenergie einer typischen Supernova entspricht. Wenn in einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Stern die zentrale Dichte unterkritisch ist (g / cm 3), kann sich bei der thermonuklearen Verbrennung darin entweder ein Eisenkern durch das Ausbrennen eines Teils der Substanz oder ein pulsierendes Es kann sich ein Regime der thermonuklearen Verbrennung von Kohlenstoff mit anschließender Explosion des Sterns entwickeln. Die Theorie der Sternentwicklung zeigt, dass der Unterschied in den Werten des Zentrums. Die Dichte von Kohlenstoff-Sauerstoff-Sternen, die ihr zukünftiges Schicksal bestimmt, kann durch die Entwicklungsbedingungen von Sternen in engen Doppelsternsystemen verursacht werden.

Folglich führt die Supernova-Theorie zu dem Schluss, dass der Kollaps von massearmen Kohlenstoff-Sauerstoff-Sternen mit einer Masse von ca. ... Zusätzlich Die Analyse zeigt, dass G. mit der Bildung eines heißen Neutronensterns und dem Auswurf (in zwei Stufen) ext. Schalen können mit Supernovae vom Typ I identifiziert werden. Gleichzeitig kann die Explosion eines Sterns ohne Bildung eines Neutronensterns mit Supernovae vom Typ II in Verbindung gebracht werden. Es ist jedoch zu beachten, dass solche Identifizierungen nicht ganz eindeutig sind und andere Optionen nicht ausschließen. Es ist theoretisch möglich, eine Supernova-Explosion ohne Supernova-Explosion zu haben, wie in Berechnungen einer Supernova-Supernova für die massereichen Eisenkerne von Sternen festgestellt wurde. Dabei kann die geochemische Synthese mit der Produktion von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern enden.

Leider ist es immer noch schwierig, etwas Bestimmtes über die Zuschreibung zu sagen. die Häufigkeit verschiedener Ergebnisse der Sternentwicklung, und insbesondere über die Häufigkeit der Sternentwicklung.Die vorhandene Statistik von Sternen besagt, dass die Anzahl der Sterne mit align = "absmiddle" width = "63" height = "16"> ihre nukleare endet Evolution nimmt mit abnehmendem zu, da ... In der Galaxie beträgt laut dieser Statistik für die Anzahl der "sterbenden" Sterne pro Jahr "1. Aber die Statistiken berücksichtigen nicht die Prozesse des Massenverlusts von Sternen im Laufe der Evolution sowie eine Reihe anderer" Zugleich die Schlussfolgerung über den überwiegenden Beitrag massearmer Sterne zur Anzahl der Sterne, die die Gravitationsentwicklung vollenden. Zusammenbruch erscheint plausibel. Darüber hinaus ist hervorzuheben, dass die Masse des Sterns, die in der Theorie der späten Evolutionsstadien diskutiert wird, tatsächlich die Masse des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns des Sterns ist, der eine heterogene Struktur eines Riesen mit einen dichten Kern und eine verdünnte Hülle. Aus Berechnungen der Entwicklung von Sternen ist bekannt, dass die Masse des Kerns in mehreren. mal weniger als die Masse des gesamten Sterns (zum Beispiel entspricht die Masse des Kerns gleich der Gesamtmasse des Sterns). Es ist immer noch schwierig, den Wert der kleinsten Masse kollabierender Sterne anzugeben, aber sie sollte offensichtlich die Chandrasekhar-Grenze eines Eisensterns () überschreiten.

Wenn die Masse eines heißen Neutronensterns nach einer kurzen Zeit intensiver Neutrino-Abkühlung (mehrere zehn Sekunden) keine relativistische Hysterese erfahren sollte, kann ein solcher Neutronenstern als Quelle allmählich schwächer werdender thermischer Röntgenstrahlen beobachtet werden. Strahlung, sowie lange Zeit in Form eines Pulsars mit Strahlung im Bereich von Radiowellen bis Gammastrahlen.

Die Frage der Neutrinostrahlung ist in der Theorie der geometrischen Komplexe besonders interessant. Im Verlauf von G. werden Neutrinos in Form eines Pulses mit einer Dauer von 10-30 s emittiert. v und Vollenergie-Antineutrinos). Punkt F zeigt den Zeitpunkt der Beendigung der Hydrodynamik an. Berechnung von G. to. Die Buchstaben A, B und C bezeichnen verschiedene Phasen von G. to., to-Roggen sind durch folgende Daten gekennzeichnet: D t - Dauer der entsprechenden Phase G. to.

Meint. die Dauer des Neutrinoglühens wird dadurch erklärt, dass die Haupt-. ein Bruchteil der Energie wird während des schnellen hydrodynamischen Prozesses nicht emittiert. Stufe G. bis., und in der nachfolgenden Stufe der Stoffanlagerung ext. (Phase B, Abb. 5) und Abkühlung eines heißen Neutronensterns im hydrostatischen Gleichgewicht (Phase C). Ein Neutrinopuls, der von einem in unserer Galaxie kollabierenden Stern emittiert wird, kann im Prinzip mit den bereits vorhandenen Neutrinostrahlungsdetektoren registriert werden (siehe). Die Entdeckung eines Neutrinopulses wäre ein direkter Beobachtungstest der Supernova-Theorie, insbesondere eine wichtige Schlussfolgerung der Theorie über die Möglichkeit einer Supernova, die ohne Auswurf der Hülle abläuft und folglich ohne beobachtbare Effekte wie Supernova-Explosionen. Solche Prozesse in der Galaxie können, wie bereits erwähnt, „1 pro Jahr“ auftreten.

Bei der geochemischen Resonanz von Sternkernen mit einer Masse, die die Masse eines kalten Neutronensterns nicht überschreitet (), sind die Auswirkungen der Allgemeinen Relativitätstheorie (GR) nicht sehr signifikant, müssen jedoch bei der späteren Entwicklung der Theorie der geometrischen Relativitätstheorie Die Auswirkungen der Allgemeinen Relativitätstheorie sind jedoch von entscheidender Bedeutung für einen relativistischen geomagnetischen Raum endet die Entwicklung massereicher Sternkerne.

Zündete.: Zeldovich Ya. B., Novikov PD, The Theory of Gravitation and Evolution of Stars, M., 1971; Shklovsky I.S., Supernovae and Related Probleme, 2. Aufl., Moskau, 1976, S. 398 und später; An der Spitze der Astrophysik, trans. aus Englisch., M., 1979; Imshennik V.S., Nadezhin D.K., Endstadien der Sternentwicklung und Supernova-Explosionen, in: Itogi nauki n tekhniki. Ser. Astronomie, Bd. 21, M., 1982.

(V.S. Imshennik)

Die Entdeckung mächtiger Quellen von Radioemission außerhalb unserer Galaxie hat viele interessante Fragen für die moderne Astronomie aufgeworfen. Die wichtigsten davon lassen sich wie folgt formulieren: "Woher bekommen diese Quellen der Radioemission kolossale Energie?" Berechnungen zeigen, dass eine Radioemissionsquelle während ihrer Lebensdauer eine Energiemenge in der Größenordnung von 1060 erg verbraucht, was einem nuklearen Energiespeicher von etwa Hunderten Millionen Sonnen entspricht.

F. Hoyle und W. Fowler stellen eine bemerkenswerte Hypothese auf, wonach die Quelle dieser Energie der Gravitationskollaps (schnelle Kompression) eines Supersterns ist. Ein solches Objekt, das eine gigantische Masse hat - etwa das Hundertmillionenfache der Masse der Sonne - sollte sich im Zentrum der Galaxie befinden.

Bald darauf konnte dank der gemeinsamen Bemühungen der optischen und der Radioastronomie herausgefunden werden, dass zwei sehr helle, sternähnliche Objekte Quellen von Radioemissionen sind. Einer von ihnen, eine Quelle, die im dritten Cambridge-Katalog von Radioquellen unter dem Code 3C 273 aufgeführt ist, ist das hellste aller im Universum bekannten Objekte. Anschließend wurden mehrere weitere ähnliche Objekte gefunden. Inzwischen sind bereits neun solcher Quellen von Radiostrahlung, ähnlich den Sternen, bekannt.

Ein internationales Symposium wurde zum Problem des Gravitationskollapses einberufen. Es gab viele neue Themen zu diskutieren, mit denen sich Wissenschaftler konfrontiert sahen; Sind diese ungewöhnlichen Objekte das Ergebnis einer Gravitationskompression, die mit der Geschwindigkeit der Explosion fortschreitet? Wie wird Gravitationsenergie in Radiowellen umgewandelt? Und nicht zuletzt aus Sicht der Theoretiker die Frage; Führt der Gravitationskollaps zu einer unbegrenzten Kompression und dem Auftreten ungewöhnlicher Eigenschaften der Raumzeit?

Dieser letzten dieser Fragen widmet sich dieser Artikel. Allein die Möglichkeit, dass Objekte mit solch einer kolossalen Masse in der Natur existieren können, zwang Theoretiker, ihre Ansichten auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie zu überdenken.

ZU UNENDLICHER DICHTE

Stellen Sie sich eine kugelförmige Staubwolke vor, in der jedes Teilchen den Rest nach Newton anzieht. Die Cloud als Ganzes beginnt zu schrumpfen. Dieser Prozess wird so lange andauern, bis andere Kräfte ins Spiel kommen. Nehmen Sie für einen Moment an, dass es keine anderen Kräfte gibt. Dann schrumpft die Wolke, wie eine einfache Rechnung zeigt, in endlicher Zeit auf einen Punkt. Wenn die anfängliche Dichte der Wolke ein Gramm pro Kubikzentimeter beträgt, dauert es etwa eine halbe Stunde, bis die Wolke auf unendlich kleine Größen schrumpft.

Natürlich stellt sich die Frage: Warum kollabieren nicht all die Objekte, die wir um uns herum sehen, unter dem Einfluss ihrer eigenen Gravitationskräfte? Die Antwort auf diese Frage liegt auf der Hand: Die Wirkung anderer Kräfte stört. Die Schwerkraft ist im Vergleich zu anderen Kräften eine sehr schwache Kraft. Zum Beispiel sind die Kräfte der elektrischen Wechselwirkung zwischen zwei Elektronen mehr als 1040 Mal größer als die Kräfte ihrer Gravitationswechselwirkung. Daher tritt bei gewöhnlichen Körpern kein Gravitationskollaps auf.

Eine ganz andere Situation ergibt sich jedoch bei Objekten mit kolossaler Masse, wie sie von Fowler und Hoyle betrachtet werden. Je größer die Masse, desto stärker sind die Gravitationskräfte. Tatsächlich sind die Gravitationskräfte bei solchen Objekten so groß, dass anscheinend keine der bekannten Kräfte den Gravitationskollaps verhindern kann.

Wenn der Gravitationskollaps unbegrenzt ist, sollte sich nach der Newtonschen Theorie folglich alle Materie an einem Punkt konzentrieren und einen Zustand unendlich hoher Dichte erreichen. Können wir uns in diesem Fall auf die Newtonsche Theorie verlassen?

AUSFLUG IN DIE THEORIE DER RELATIVITÄT

Newtons Gravitationstheorie ist, obwohl sie die Gravitationsphänomene auf der Erde und im Sonnensystem perfekt beschreibt, nicht ganz frei von logischen Schwierigkeiten. So ist zum Beispiel nach Newton die Gravitationswechselwirkung augenblicklich: Sie breitet sich mit unendlicher Geschwindigkeit aus, und ihre Ergebnisse machen sich sofort bemerkbar. Diese Schlussfolgerung widerspricht der speziellen Relativitätstheorie, nach der sich keine Wechselwirkung schneller als Licht fortbewegt. Vor etwa fünfzig Jahren schlug Einstein eine Gravitationstheorie vor, die mit der speziellen Relativitätstheorie übereinstimmt und in vielerlei Hinsicht mit Newtons Theorie konvergiert. Die Rede ist von der allgemeinen Relativitätstheorie.

Die Allgemeine Relativitätstheorie macht sich die bemerkenswerte Eigenschaft der Gravitation zunutze, dass sie nicht "ausgeschaltet" werden kann. Die Schwerkraft existiert immer und beeinflusst immer alle materiellen Teilchen. In dieser Hinsicht unterscheidet sich die Gravitation von allen anderen in der Physik bekannten Kräften. Elektrische Kräfte wirken nur auf geladene Teilchen. Ein Elektron (ein negativ geladenes Teilchen), ein Proton (ein positiv geladenes Teilchen) und ein Neutron (ein Teilchen ohne Ladung) verhalten sich in einem elektrischen Feld unterschiedlich. In einem Gravitationsfeld bewegen sie sich genau gleich. Dies wurde vor mehr als dreihundert Jahren verstanden, als er sagte, dass alle Körper, unabhängig von ihrer Masse, mit gleicher Geschwindigkeit fallen.

Einstein, der diese Eigenschaft der Gravitation erklärte, glaubte, dass die Gravitation eng mit der Natur von Raum und Zeit zusammenhängt. Das erste Newtonsche Gesetz besagt, dass sich ein Körper in einem Zustand gleichförmiger geradliniger Bewegung befindet, wenn keine äußere Kraft auf ihn einwirkt. Angenommen, wir haben eine Kanone in einem Winkel von 45 ° zur Vertikalen abgefeuert. Ohne Schwerkraft würde sich das Projektil in einem Winkel von 45° zur Vertikalen geradlinig weiterbewegen. Die Schwerkraft bewirkt jedoch, dass sich das Projektil entlang einer parabolischen Flugbahn bewegt. Da die Schwerkraft etwas ist, das man nicht loswerden kann, macht es keinen Sinn, über die Bewegungsgesetze außerhalb der Schwerkraft zu sprechen. Dieses Beispiel zeigt, dass sich Teilchen in Gegenwart der Schwerkraft - und in Abwesenheit anderer Kräfte - entlang von Kurven und nicht geraden Linien bewegen. Wir können diese gekrümmten Linien jedoch "gerade Linien" nennen, wenn wir die Gesetze der Geometrie ändern. Hieran richtet sich die Allgemeine Relativitätstheorie. Das Vorhandensein der Gravitation gibt Anlass zu der Annahme, dass die Geometrie der Raumzeit nicht euklidisch ist. Diese Schlussfolgerung wird quantitativ in Einsteins Gleichungen ausgedrückt.

DIE SCHWARZSHILD-LÖSUNG

Einsteins Gleichungen beschreiben, wie die Krümmung der Raumzeit (ihre nichteuklidische Natur) mit der Verteilung der Materie zusammenhängt. Obwohl die ihnen zugrunde liegenden Ideen einfach und elegant sind und die Gleichungen selbst in kompakter Form geschrieben werden können, ist die genaue Lösung jedes Problems der Allgemeinen Relativitätstheorie äußerst schwierig, hauptsächlich aufgrund der nichteuklidischen Natur der Raumzeit. Dadurch konnten nur sehr wenige Probleme der Theorie exakt gelöst werden. Einer von ihnen wurde 1916 von Karl Schwarzschild empfangen.

Nach dieser Lösung wird das Gravitationsfeld in großer Entfernung vom Körper durch die Newtonsche Theorie mehr oder weniger genau beschrieben. Mit anderen Worten, es stimmt ziemlich genau mit dem Gesetz der umgekehrten Proportionalität zum Quadrat der Entfernung überein. Wenn wir uns jedoch der anziehenden Masse nähern, wird die Diskrepanz immer bedeutender. Wie zu erwarten, wird die Anziehungskraft stärker. Aber - und das wird von der Newtonschen Theorie nicht berücksichtigt - ein starkes Gravitationsfeld geht mit einer starken Krümmung der Geometrien der Raumzeit einher.

Betrachten wir den auffälligsten Fall, wenn die anziehende Masse auf einen Punkt konzentriert ist. In diesem Fall führt die Krümmung der Raumzeit zu einer sehr merkwürdigen Situation. Es stellt sich heraus, dass sich um die Masse eine Kugel mit endlichem Radius, der sogenannte Schwarzschild-Radius (Gravitationsradius), bauen lässt, die als eine Art Barriere für Signale dienen soll. Über diese Barriere kann kein physikalisches Signal von innen nach außen gehen, aber Signale von außen werden in diese Sphäre eindringen können!

Könnte eine solche Situation in der Praxis eintreten? Ja, vielleicht, vorausgesetzt, der Körper ist so klein, dass er sich in einer Kugel befindet, die durch den Gravitationsradius beschrieben wird. Die Körper, die uns umgeben, erfüllen diese Bedingung nicht. Zum Beispiel beträgt der Gravitationsradius der Sonne ungefähr 3 Kilometer, während ihr tatsächlicher Radius ungefähr 700.000 Kilometer beträgt.

Bei einem Gravitationskollaps kann der Körper jedoch so klein schrumpfen, dass er letztendlich in der Gravitationskugel landet. Was in diesem Fall passiert, könnte als gute Grundlage für einen Science-Fiction-Roman dienen.

Fortsetzung folgt.

PS Worüber reden britische Wissenschaftler noch: Dass das Thema Gravitationskollaps, Expansion oder Kontraktion unseres Universums manchmal nicht nur Astrophysiker, sondern auch Philosophen, Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens anzieht, wie zum Beispiel Vyacheslav Moshe Kantor - Präsident der European Jewish Kongress ...

GRAVITY COLLAPS
schnelle Kompression und Auflösung einer interstellaren Wolke oder eines Sterns unter dem Einfluss ihrer eigenen Gravitationskraft. Der Gravitationskollaps ist ein sehr wichtiges astrophysikalisches Phänomen; er beteiligt sich an der Bildung von Sternen, Sternhaufen und Galaxien und am Tod einiger von ihnen. Im interstellaren Raum gibt es viele Wolken, die hauptsächlich aus Wasserstoff mit einer Dichte von ca. 1000 at / cm3, Größe von 10 bis 100 sv. Jahre. Ihre Struktur und insbesondere ihre Dichte ändern sich ständig unter Einwirkung von gegenseitigen Kollisionen, Erwärmung durch Sternstrahlung, Druck von Magnetfeldern usw. Wenn die Dichte einer Wolke oder eines Teils davon so groß wird, dass die Schwerkraft den Gasdruck übersteigt, beginnt die Wolke unkontrolliert zu schrumpfen – sie kollabiert. Kleine Anfangsdichteinhomogenitäten werden während des Kollapses verstärkt; Dadurch wird die Cloud fragmentiert, d.h. zerfällt, die jeweils weiter schrumpfen. Allgemein gesagt, wenn ein Gas komprimiert wird, erhöhen sich seine Temperatur und sein Druck, was eine weitere Kompression verhindern kann. Aber solange die Wolke für Infrarotstrahlung durchlässig ist, kühlt sie leicht ab und die Kompression hört nicht auf. Wenn jedoch die Dichte einzelner Fragmente zunimmt, wird ihre Kühlung schwieriger und der zunehmende Druck stoppt den Kollaps - so entsteht ein Stern, und die gesamte zu Sternen gewordene Gruppe von Wolkenfragmenten bildet einen Sternhaufen. Der Kollaps einer Wolke zu einem Stern oder Sternhaufen dauert etwa eine Million Jahre – relativ schnell im kosmischen Maßstab. Danach halten thermonukleare Reaktionen im Inneren des Sterns Temperatur und Druck aufrecht, was eine Kompression verhindert. Dabei werden leichte chemische Elemente unter Freisetzung enormer Energie in schwerere umgewandelt (ähnlich wie bei der Explosion einer Wasserstoffbombe). Die freigesetzte Energie verlässt den Stern in Form von Strahlung. Massereiche Sterne strahlen sehr intensiv und verbrennen ihren „Treibstoff“ in nur wenigen zehn Millionen Jahren. Sterne mit geringer Masse haben genug Brennstoff für viele Milliarden Jahre langsamen Brennens. Früher oder später geht jedem Stern der Treibstoff aus, thermonukleare Reaktionen im Kern stoppen und ohne eine Wärmequelle bleibt er in der vollen Kraft seiner eigenen Schwerkraft, was den Stern unaufhaltsam zum Tod führt.
Zusammenbruch massearmer Sterne. Wenn der Überrest des Sterns nach dem Verlust der Hülle eine Masse von weniger als 1,2 Sonnen hat, geht sein Gravitationskollaps nicht zu weit: Selbst ein schrumpfender Stern ohne Wärmequellen erhält eine neue Möglichkeit, der Schwerkraft zu widerstehen. Bei hoher Materiedichte beginnen sich Elektronen intensiv abzustoßen; dies liegt nicht an ihrer elektrischen Ladung, sondern an ihren quantenmechanischen Eigenschaften. Der resultierende Druck hängt nur von der Dichte des Stoffes und nicht von seiner Temperatur ab. Diese Eigenschaft der Elektronen wird in der Physik als Entartung bezeichnet. In massearmen Sternen kann der Druck entarteter Materie der Schwerkraft widerstehen. Die Kontraktion eines Sterns hört auf, wenn er ungefähr die Größe der Erde erreicht. Solche Sterne werden Weiße Zwerge genannt, weil sie schwach leuchten, aber unmittelbar nach der Kompression eine ziemlich heiße (weiße) Oberfläche haben. Die Temperatur des Weißen Zwergs nimmt jedoch allmählich ab, und nach mehreren Milliarden Jahren ist ein solcher Stern bereits schwer zu erkennen: Er wird zu einem kalten unsichtbaren Körper.
Zusammenbruch massereicher Sterne. Wenn die Masse des Sterns mehr als 1,2 Sonnen beträgt, kann der Druck der entarteten Elektronen der Schwerkraft nicht widerstehen und der Stern kann nicht zu einem Weißen Zwerg werden. Sein unbändiger Kollaps setzt sich fort, bis die Substanz eine Dichte erreicht, die mit der von Atomkernen vergleichbar ist (ca. 3 * 10 14 g / cm3). Dabei verwandelt sich der Großteil der Materie in Neutronen, die wie Elektronen in einem Weißen Zwerg entartet werden. Der Druck der entarteten Neutronenmaterie kann die Kontraktion eines Sterns stoppen, wenn seine Masse etwa 2 Sonnenmassen nicht überschreitet. Der entstehende Neutronenstern hat einen Durchmesser von nur ca. 20km. Wenn der schnelle Kollaps eines Neutronensterns abrupt aufhört, wird die gesamte kinetische Energie in Wärme umgewandelt und die Temperatur steigt auf Hunderte von Milliarden Kelvin. Infolgedessen kommt es zu einem riesigen Ausbruch des Sterns, seine äußeren Schichten werden mit hoher Geschwindigkeit nach außen geschleudert und die Leuchtkraft erhöht sich um mehrere Milliarden. Astronomen nennen dies eine "Supernova-Explosion". Nach etwa einem Jahr nimmt die Helligkeit der Explosionsprodukte ab, das ausgestoßene Gas kühlt allmählich ab, vermischt sich mit dem interstellaren Gas und wird in den folgenden Epochen Teil der Sterne neuer Generationen. Ein beim Kollaps entstandener Neutronenstern rotiert in den ersten Jahrmillionen schnell und wird als veränderlicher Emitter - ein Pulsar - beobachtet. Wenn die Masse des kollabierenden Sterns 2 Sonnen deutlich überschreitet, hört die Kompression nicht auf der Stufe eines Neutronensterns auf, sondern dauert an, bis sich sein Radius auf mehrere Kilometer verringert. Dann nimmt die Anziehungskraft auf die Oberfläche so stark zu, dass selbst ein Lichtstrahl den Stern nicht verlassen kann. Ein derart geschrumpfter Stern wird als Schwarzes Loch bezeichnet. Ein solches astronomisches Objekt kann nur theoretisch mit Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie untersucht werden. Berechnungen zeigen, dass die Kontraktion des unsichtbaren Schwarzen Lochs anhält, bis die Materie eine unendlich hohe Dichte erreicht.
siehe auch PULSAR; SCHWARZES LOCH .
LITERATUR
Shklovsky I.S., Stars: ihre Geburt, ihr Leben und ihr Tod. M., 1984

Colliers Enzyklopädie. - Offene Gesellschaft. 2000 .

Sehen Sie, was "GRAVITATIONAL COLLAPSE" in anderen Wörterbüchern ist:

Der Prozess ist hydrodynamisch. Kompression des Körpers unter dem Einfluss seiner eigenen. Kräfte der Schwerkraft. Dieser Vorgang ist in der Natur nur bei hinreichend massereichen Körpern, insbesondere bei Sternen, möglich. Eine notwendige Bedingung für einen Homo sapiens, eine Abnahme der Elastizität von VA innerhalb eines Sterns, führt zu einem Schwarm zu ... ... Physikalische Enzyklopädie

Katastrophal schnelle Kompression massiver Körper unter dem Einfluss von Gravitationskräften. Die Entwicklung von Sternen mit einer Masse von mehr als zwei Sonnenmassen kann mit einem Gravitationskollaps enden. Nach Erschöpfung des Kernbrennstoffs in solchen Sternen verlieren sie ihre ... ... enzyklopädisches Wörterbuch

Modell des Mechanismus des Gravitationskollapses Der Gravitationskollaps ist eine katastrophal schnelle Kompression massiver Körper unter Einwirkung von Gravitationskräften. Gravitation zu ... Wikipedia

Katastrophal schnelle Kompression massiver Körper unter dem Einfluss von Gravitationskräften. Die Entwicklung von Sternen mit einer Masse von mehr als zwei Sonnenmassen kann mit einem Gravitationskollaps enden. Nach Erschöpfung des Kernbrennstoffs in solchen Sternen verlieren sie ihre ... ... Astronomisches Wörterbuch

Gravitationskollaps- (von der Schwerkraft und lateinischen Kollaps gefallen) (in der Astrophysik, Astronomie) katastrophal schnelle Kontraktion eines Sterns in den letzten Stadien der Evolution unter dem Einfluss seiner eigenen Gravitationskräfte, die die schwächenden Druckkräfte des erhitzten Gases (Materie) überschreiten. .. ... Die Anfänge der modernen Naturwissenschaft

Siehe Gravitationskollaps ... Große sowjetische Enzyklopädie

Katastrophal schnelle Kompression massiver Körper unter dem Einfluss der Schwerkraft. Kräfte. G. to. Die Entwicklung von Sternen mit der Masse von St. zwei Sonnenmassen. Nach Erschöpfung des Kernbrennstoffs in solchen Sternen verlieren sie ihre Mechanik. Nachhaltigkeit und ... ... Naturwissenschaft. enzyklopädisches Wörterbuch

Siehe Gravitationskollaps ... Großes enzyklopädisches Wörterbuch

Siehe Gravitationskollaps. * * * GRAVITATIONAL COLLAPSE GRAVITATIONAL, siehe Gravitationskollaps (siehe GRAVITATIONAL COLLAPSE) ... enzyklopädisches Wörterbuch

Bücher

• Einsteins Weitsicht. , Wheeler J. A. , Das Buch des herausragenden amerikanischen Physikers D. A. Wheeler widmet sich einer elementaren Darstellung der Geometrodynamik - der Verkörperung von Einsteins Traum, "alle Physik auf Geometrie zu reduzieren". Der Autor beginnt mit ... Kategorie: Mathematik und Naturwissenschaften Reihe: Verlag: