Гравитационный коллапс

Гравитацио́нный колла́пс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше трёх солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах материала для термоядерных реакций они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационное сжатие, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Однако если масса звезды превысит предел Оппенгеймера — Волкова, то коллапс продолжается до её превращения в чёрную дыру.

Модель механизма гравитационного коллапса

Как происходитПравить

Когда звёздное ядро ​​больше не поддерживается гравитацией, оно «падает на себя» (сжимается) со скоростью, достигающей 70000 км/с (что примерно равно 0,23 скорости света – с ), и это приводит к быстрому росту температуры и плотности. Дальнейшее зависит от массы и структуры коллапсирующего ядра: вырожденные ядра с малой массой, образующие нейтронные звёзды, вырожденные ядра с большей массой, в основном полностью разрушающиеся до чёрных дыр, и невырожденные ядра, подвергающиеся убегающему слиянию.

Начальный коллапс вырожденных ядер ускоряется за счёт бета-распада, фоторасщепления и захвата электронов, что вызывает взрыв электронных нейтрино. При увеличении плотности эмиссия нейтрино отсекается, поскольку они захватываются ядром. Внутреннее ядро ​​в конечном итоге достигает обычно 30  км в диаметре  и плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра, и давление нейтронного вырождения пытается остановить коллапс. Если масса ядра более, чем примерно 15  М , то вырождение нейтронов недостаточно, чтобы остановить коллапс звезды, и она становится чёрной дырой.

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и вновь образованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов, что в 6000 раз превышает температуру солнечного ядра.  При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов эффективно образуются при тепловом излучении. Эти тепловые нейтрино в несколько раз более распространены, чем нейтрино с электронным захватом. Около 1046 джоулей, примерно 10 % массы покоя звезды, превращается в десятисекундный выброс нейтрино, который является основным результатом события.  Внезапно остановленный коллапс ядра восстанавливается и производит ударную волну, это останавливается в течение миллисекунд  во внешнем ядре, поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжёлых элементов. Процесс, который не совсем понятен, необходим для того, чтобы внешние слои ядра могли поглощать около 1044 джоулей  (1 fou) от импульса нейтрино, создавая видимую яркость, хотя есть и другие теории о том, как «питать» взрыв.

Некоторая масса материала из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, и для ядер за пределами около 8  Мfall существует достаточный запас для образования чёрной дыры. Этот запасной вариант уменьшит созданную кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи, которые приводят к гамма-всплеску или исключительно светящейся сверхновой.

Распад массивного невырожденного ядра приведёт к дальнейшему слиянию. Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью, начинается слияние кислорода и коллапс может быть остановлен. Для масс ядра 40–60  M коллапс останавливается, и звезда остаётся неповреждённой, но коллапс будет происходить снова, когда сформировалось большее ядро. Для ядер около 60–130  Musion слияние кислорода и более тяжёлых элементов настолько энергично, что вся звезда разрушается, вызывая появление сверхновой. На верхнем конце диапазона масс сверхновая необычно светлая и чрезвычайно долгоживущая - из колоссальной массы выбрасывается 56Ni. Для ещё больших масс ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы позволить фоторасщеплению и ядру ​​полностью коллапсировать в чёрную дыру.

См. такжеПравить

СсылкиПравить