гравитационный коллапс

ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС - гидродинамич. сжатие космич. объекта под действием собств. сил тяготения, приводящее к значит. уменьшению его размеров. Для развития Г. к. необходимо, чтобы силы давления или отсутствовали вообще, или, по крайней мере, были недостаточны для противодействия силам гравитации. Г. к. возникает на двух крайних стадиях эволюции звёзд. Во-первых, рождение звезды начинается с Г. к. газопылевого облака, из к-рого звезда образуется, и, во-вторых, нек-рые звёзды заканчивают свою эволюцию посредством Г. к., переходя при этом в конечное состояние нейтронной звезды, или черной дары. Возможно, Г. к. случается также и в более крупных масштабах - на определённых этапах эволюции ядер галактик.

Рис. 1. Распределения плотности и скорости при гравитационном коллапсе однородной сферы. Коллапс начинается в момент t=0, когда радиус сферы равен R₀, плотность и скорость u=0 ( , t в единицах t₀).

Осн. особенности Г. к. можно продемонстрировать на простейшем примере гидродинамич. сжатия сферически симметричного газового или пылевого облака. Если в нач. момент нек-рый тонкий сферич. слой вещества радиуса r₀ покоится, то, как показывает расчёт, под действием сил гравитации он стягивается к центру за время

где M₀ - полная масса, заключённая в сфере радиуса r₀, G - гравитационная постоянная, а 0<<1 - коэф., учитывающий компенсацию сил гравитации силами давления. В случае отсутствия сил давления (пыль) =1 и режим Г. к. наз. свободным падением. В приводимом здесь упрощённом рассмотрении предполагается неизменным в процессе сжатия каждого слоя. Из ф-лы (1) видно, что t₀ определяется лишь величиной ср. плотности и не зависит от закона , по к-рому изменяется плотность внутри сферы радиуса r₀. В случае Г. к. однородной сферы (постоянны вдоль радиуса) t₀ не зависит от r₀. Поэтому все слои достигают центра одновременно и к моменту t=t₀ однородная сфера стягивается в точку с бесконечной плотностью. В любой промежуточный момент плотность постоянна внутри сферы, а скорость сжимающегося вещества пропорциональна расстоянию от центра (рис. 1). Для значений t, близких к t₀, когда радиусы сжимающихся слоев существенно уменьшаются , справедливы след. часто используемые соотношения (развитый Г. к.):

Здесь t₀-t - время, оставшееся до возникновения бесконечной плотности, M - масса, заключённая в сфере радиуса r в момент t. Из (3) следует, что при развитом Г. к. скорость падения и близка к предельной скорости сжатия

В случае, когда в центре сферы присутствует точечная гравитирующая масса (включаемая в M₀), ф-ла (1) по-прежнему остаётся справедливой. Она описывает, по существу, процесс нестационарной аккреции вещества на гравитирующий центр. При нестационарной аккреции t₀ не остаётся постоянным, а уменьшается с уменьшением r₀. Поэтому в первую очередь к центру стягиваются близлежащие слои. Плотность и скорость становятся большими в окрестности центра, для развитого Г. к. в этом случае:

Г. к. связан с потерей устойчивости объекта по отношению к сжатию. После потери устойчивости с течением времени объект все сильнее отклоняется от исходного состояния равновесия между силами давления и гравитации, причём силы гравитации начинают преобладать над силами давления, что вызывает дальнейшее ускорение сжатия. На языке изложенной выше элементарной теории это означает, что коэф. , к-рый вначале очень мал, быстро увеличивается и становится близким к 1.

В основе Г. к. при рождении звёзд и при образовании нейтронных звёзд и чёрных дыр лежат совершенно различные физ. процессы. Однако гидродинамич. картина развития Г. к. в осн. чертах одинакова в обоих случаях.

Рождение звёзд связано с джинсовской гравитационной неустойчивостью межзвёздной среды. Большое значение имеет также повышение давления на границе протозвёздного газопылевого облака, к-рое может возникнуть либо в результате ионизации наружных слоев облака излучением горячих молодых звёзд, либо при обтекании облака ударной волной от взорвавшейся по соседству сверхновой звезды, либо, наконец, при столкновении с др. газопылевым облаком. Г. к. протозвёздного облака облегчается тем, что значит. часть выделяющейся при сжатии гравитац. энергии идёт не на повышение противодействующего сжатию давления, а уносится в виде ИК-излучения, испускаемого молекулами и пылью.

При образовании нейтронных звёзд и чёрных дыр толчком к началу Г. к. служат потеря звездой устойчивости вследствие диссоциации атомных ядер на составляющие их нуклоны и (или) нейтронизация вещества звезды (массовый захват атомными ядрами электронов), сопровождаемые интенсивными потерями энергии путём испускания электронных нейтрино.

Начавшийся Г. к. развивается во всё более ускоренном темпе в осн. по двум причинам. Во-первых, затраты энергии на расщепление частиц вещества (диссоциация молекул и ионизация атомов при сжатии протозвёзд-ных облаков, диссоциация атомных ядер при образовании нейтронных звёзд) приводят к снижению показателя адиабаты , а следовательно, давления р (р и при адиабатич. сжатии связаны соотношением р~ ). С уменьшением радиуса Л объёма, занятого заданной массой газа, плотность увеличивается как R^-3, а сила давления, пропорциональная R²р. растёт соответственно как . Поэтому сила тяжести, пропорциональная R^-2, будет возрастать при сжатии быстрее силы давления, если выполнено неравенство , или . T. о., если меньше критич. значения , то по мере сжатия сила давления становится всё меньше по сравнению с силой гравитации и Г. к. переходит в режим свободного падения (). Во-вторых, интенсивные потери энергии на излучение во время Г. к. приводят к существенному снижению коэф. пропорциональности между р и . В результате Г. к., начавшись при , может продолжаться, даже если впоследствии это неравенство и не выполняется.

В центре реальных объектов перед началом Г. к. плотность значительно больше, чем в наружных слоях. Кроме того, преобладание сил гравитации над силами давления сказывается сильнее вблизи центра, где вскоре после начала Г. к. , тогда как наружные слои остаются практически в равновесии . Поэтому характерное время Г. к. t₀ для слоев, расположенных вблизи центра, меньше, чем для удаленных слоев, и Г. к. с самого начала развивается неоднородным образом: в центр. области объекта выделяется почти однородное коллапсирующее ядро, после чего в более медленном темпе начинают стягиваться к центру лишённые "опоры" внеш. слои. Детальное описание Г. к. можно получить лишь с помощью быстродействующих ЭВМ с учётом конкретных механизмов потерь энергии (ИК-излучение или нейтрино) и др. физ, свойств коллапсирующего вещества (уравнения состояния, кинетики сопутствующих элементарных процессов: диссоциации молекул, ионизации атомов, испарения пыли или диссоциации атомных ядер и нейтронизации). Сжатие выделившегося центр. ядра происходит примерно так же, как и Г. к. однородной сферы (рис. 1). Для наружных слоев центр. ядро играет роль точечной массы, па к-рую они осаждаются в режиме нестационарной аккреции. Поэтому в первом приближении Г. к. можно представить как комбинацию этих простых вариантов сжатия (рис. 2). Расчёты на ЭВМ приводят к картине Г. к., качественно совпадающей с показанной на рис. 2.

Прекращение Г. к. связано со значит. увеличением плотности в центре коллапсирующего объекта (при одноврем. возрастании темп-ры). Прежде всего вблизи центра заканчиваются процессы диссоциации и ионизации и поэтому устанавливается неравенство Затем центр. область коллапсирующего объекта становится непрозрачной для излучения и резко замедляется рост потерь энергии. В результате силы давления начинают расти быстрее сил гравитации и сжатие центр. ядра вскоре прекращается. Наступает вторая стадия Г. к.- выпадение (аккреция) на сколлапсировавшее ядро наружных слоев оболочки. Ядро отделено от оболочки характерным минимумом в распределении скорости (рис. 2), в к-ром абс. величина скорости превышает скорость звука. Поэтому после остановки ядра вещество оболочки наталкивается на него со сверхзвуковой скоростью, образуя фронт сильной ударной волны (УВ), показанной на рис. 2 пунктиром. В центр. области объекта возникает избыток давления, под действием к-рого фронт УВ перемещается в наружном направлении. УВ не только останавливает падение оболочки, но может также придать наружным слоям скорость, направленную от центра. Этот обнаруженный в детальных расчётах Г. к. эффект наз. гидродинамич. отражением (или отскоком). Его существование важно для диагностики Г. к. в наблюдениях, и в частности для теории вспышек сверхновых звезд.

Рис. 2. Качественный вид распределений плотности и скорости при гравитационном коллапсе в последовательные моменты времени t₁ ( = 0) < t₂ <...<t₅ (в условных единицах). УВ - фронт ударной волны. Распределение плотности в момент t₅ не показано.

После выпадения на ядро осн. массы оболочки и затухания вызванных гидродинамич. отражением пульсаций ядра Г. к. фактически заканчивается. Однако значит. доля выделившейся в процессе Г. к. энергии не успевает излучиться и оказывается запасённой в виде теплоты в образовавшемся плотном гидростатически равновесном объекте (в протозвезде или в горячей нейтронной звезде). Излучение этой энергии обеспечивается медленным (по сравнению с характерным временем Г. к. t₀) процессом лучистой (в случае нейтронной звезды - нейтринной) теплопроводности. Существенный вклад в перенос энергии от центра к поверхности объекта может вносить также конвекция .По мере излучения энергии протозвезда продолжает медленно сжиматься и постепенно освобождается от заключённых в ней больших запасов гравитац. энергии. В соответствии с вириала теоремой, темп-pa в центре протозвезды повышается и в конце концов достигает величины, достаточной для протекания термоядерных реакций,- протозвезда превращается в обычную звезду.

Горячая нейтронная звезда излучает почти всю свою тепловую энергию в виде нейтрино. Так же, как и в случае излучения энергии протозвездой, это происходит за время, значительно превышающее t₀, но радиус нейтронной звезды изменяется при этом мало. Различия Г. к. протозвезды и ядра проэволюционировавшей звезды видны из табл.:

	Коллапсирующий объект						Способ выделения энергии
	Протозвёздвое облако	1,4	1*1017	6,7*l0-19	8,4*104 лет	4*1048	Эл--магн. излучение (в осн. ИК-излучение)
	Ядро звезды	1,4	2*108	8,3*107	0,23 с	3*1052	Нейтрино средних энергий (~10 МэВ)

В табл. приведены основные параметры Г. к., заканчивающихся образованием обычной и нейтронной звёзд с одинаковой массой 1,4 (солнечных масс). Для обычной звезды такая масса ничем не выделена, но для нейтронной звезды она близка к предсказываемой теорией эволюции звёзд наиболее вероятной величине и равна предельной массе вырожденного ядра звезды перед началом Г. к. (т. н. Чандрасекара пределу). Огромная разница в ср. исходном радиусе объектов До и в ср. плотности r₀ приводит к сильному различию характерных времён t₀. Выделяемая при Г. к. протозвёздного облака энергия включает энергию, излучённую протозвездой вплоть до начала термоядерных реакций, а при Г. к. ядра звезды - тепловую энергию горячей нейтронной звезды. В обоих случаях большая часть излучается за время, значительно превышающее t₀: за 3*10⁷ лет и 10 с соответственно.

Не исключено, что на конечных стадиях эволюции массивных звёзд могут создаваться условия, благоприятные для образования неустойчивых к Г. к. звёздных ядер с массой, превышающей предельную массу нейтронной звезды (2-3 ). При таких обстоятельствах Г. к. уже не может остановиться на промежуточном состоянии равновесной нейтронной звезды и продолжается неограниченно с образованием чёрной дыры. Осн. роль здесь играют эффекты общей теории относительности, и поэтому такой Г. к. наз. релятивистским. Количество выделенной в виде нейтрино энергии в этом случае может превышать 10⁵⁴ эрг, а излучение может продолжаться неск. секунд (характерное время аккреции оболочки звезды).

На Г. к. могут существенно влиять вращение коллапсирующего объекта и его магн. поле. При сохранении момента кол-ва движения и магн. потока скорость вращения и магн. поле возрастают в процессе сжатия, что может, вообще говоря, изменить картину Г. к. не только в количественном, но и в качественном отношении. Напр., в отсутствие сферич. симметрии становятся возможными потери энергии путём излучения гравитационных волн. Достаточно сильное нач. вращение может привести к остановке Г. к. на промежуточной стадии, когда дальнейшее сжатие окажется возможным лишь при наличии к--л. механизмов потери момента количества движения или при фрагментации объекта на сгустки меньших размеров. Количественная теория Г. к. с учётом вращения и (или) магн. поля только начинает своё развитие и опирается на достижения совр. вычислит. математики. Результаты, полученные для Г. к. без учёта вращения и магн. поля, имеют тем не менее важное прикладное значение и являются в ряде случаев, по-видимому, хорошим приближением к действительности.

Г. к. представляет собой сложный процесс, сигнализирующий о начале и конце эволюции звёзд. Исследования Г. к. приобрели в последнее время особый интерес в связи как с достижениями инфракрасной астрономии, к-рая позволяет наблюдать за рождением звёзд, так и с постройкой подземных нейтринных обсерваторий, способных зарегистрировать вспышку нейтринного излучения в случае образования нейтронных звёзд и чёрных дыр в нашей Галактике.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и эволюция звёзд, M., 1971: Шкловский И. С., Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., M., 1984; Физика космоса. Маленькая энциклопедия, 2 изд., M., 1986. Д. К. Надёжин.

   <<      Предметный указатель      >>