Энциклопедия Кольера - гравитационный коллапс

Коллапс звезд малой массы. Если после потери оболочки остаток звезды имеет массу менее 1,2 солнечной, то его гравитационный коллапс не заходит слишком далеко: даже лишенная источников тепла сжимающаяся звезда получает новую возможность сопротивляться гравитации. При высокой плотности вещества электроны начинают интенсивно отталкиваться друг от друга; это связано не с их электрическим зарядом, а с их квантово-механическими свойствами. Возникающее при этом давление зависит только от плотности вещества и не зависит от его температуры. Такое свойство электронов физики называют вырождением. У звезд малой массы давление вырожденного вещества способно сопротивляться гравитации. Сжатие звезды останавливается, когда она становится размером приблизительно с Землю. Такие звезды называют белыми карликами, поскольку светят они слабо, но имеют сразу после сжатия довольно горячую (белую) поверхность. Однако температура белого карлика постепенно снижается, и через несколько миллиардов лет такую звезду уже трудно заметить: она становится холодным невидимым телом.

Коллапс массивных звезд. Если масса звезды более 1,2 солнечной, то давление вырожденных электронов не в состоянии сопротивляться гравитации, и звезда не может стать белым карликом. Ее неудержимый коллапс продолжается, пока вещество не достигнет плотности, сравнимой с плотностью атомных ядер (примерно 3*10 14 г/см3). При этом большая часть вещества превращается в нейтроны, которые, подобно электронам в белом карлике, становятся вырожденными. Давление вырожденного нейтронного вещества может остановить сжатие звезды, если ее масса не превышает приблизительно 2 солнечные. Образовавшаяся нейтронная звезда имеет диаметр всего ок. 20 км. Когда стремительное сжатие нейтронной звезды резко останавливается, вся кинетическая энергия переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов кельвинов. В результате происходит гигантская вспышка звезды, ее внешние слои с большой скоростью выбрасываются наружу, а светимость возрастает в несколько миллиардов раз. Астрономы называют это "взрывом сверхновой". Примерно через год яркость продуктов взрыва уменьшается, выброшенный газ постепенно охлаждается, перемешивается с межзвездным газом и в следующие эпохи входит в состав звезд новых поколений. Возникшая в ходе коллапса нейтронная звезда в первые миллионы лет быстро вращается и наблюдается как переменный излучатель пульсар. Если же масса коллапсирующей звезды значительно превышает 2 солнечные, то сжатие не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжается до тех пор, пока ее радиус не уменьшится до нескольких километров. Тогда сила притяжения на поверхности возрастает настолько, что даже луч света не может покинуть звезду. Сжавшуюся до такой степени звезду называют черной дырой. Такой астрономический объект можно изучать только теоретически, используя общую теорию относительности Эйнштейна. Расчеты показывают, что сжатие невидимой черной дыры продолжается, пока вещество не достигнет бесконечно большой плотности.

См. также Пульсар; Черная Дыра.

ЛИТЕРАТУРА

Шкловский И. С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М., 1984