Pagbagsak ng bituin. Gravitational compression
Ang mabilis na proseso ng pag-compress ng bagay sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong pagkahumaling ay tinatawag (tingnan ang Gravity). Minsan ang gravitational collapse ay nauunawaan bilang ang walang limitasyong pag-compress ng matter sa isang black hole, na inilarawan ng pangkalahatang teorya ng relativity (relativistic collapse).
Ang mga bahagi ng anumang katawan ay nakakaranas ng mutual gravitational attraction. Gayunpaman, sa karamihan ng mga katawan ang magnitude nito ay hindi sapat upang maging sanhi ng pagbagsak. Para sa isang naibigay na masa ng isang katawan, mas malaki ang panloob na larangan ng gravitational extension, mas malaki ang density nito, i.e. mas maliit ang sukat nito. Upang ang gravitational field ay maging kapansin-pansin, ito ay kinakailangan upang i-compress ito sa napakalaking densidad. Kaya, halimbawa, upang mangyari ang gravitational collapse ng Earth, ang density nito ay dapat tumaas sa 10 27 g/cm 3, i.e. trilyong beses na mas mataas kaysa sa nuclear density. Gayunpaman, habang tumataas ang masa, tumataas din ang panloob na larangan ng pagkahumaling ng gravitational at bumababa ang halaga ng density na sapat para sa pagbagsak.
Sa napakalaking bagay tulad ng mga bituin, ang papel ng gravitational compression forces ay nagiging mapagpasyahan. Ang parehong mga puwersa ay nagiging sanhi ng pag-compress ng mga ulap ng gas sa panahon ng pagbuo ng mga bituin at kalawakan. Ang ganitong compression ay may katangian ng isang kakaibang pagbagsak ng mga particle ng gas patungo sa gitna ng bumubuo ng bituin o kalawakan. Sa ganitong diwa, pinag-uusapan nila ang gravitational collapse ng mga protostar at protogalaxies.
Ang pagkakaroon ng mga bituin ay nauugnay sa kapwa pagkahumaling ng kanilang mga atomo, ngunit sa mga ordinaryong bituin ang atraksyong ito ay balanse ng panloob na presyon ng bagay, na nagsisiguro sa kanilang katatagan. Sa mataas na temperatura at densidad na katangian ng loob ng mga bituin, ang mga atomo ng bagay ay ionized at ang presyon ng bagay ay natutukoy sa pamamagitan ng paggalaw ng mga libreng electron at ion. Sa pangunahing, pinakamahabang yugto ng stellar evolution, ang naturang paggalaw ay thermal. Ito ay sinusuportahan ng pagpapakawala ng enerhiya sa panahon ng thermonuclear fusion reactions (tingnan ang Stars). Gayunpaman, ang supply ng thermonuclear fuel sa mga bituin ay limitado at ang huling kapalaran ng mga bituin ay tinutukoy ng posibilidad na balansehin ang mga puwersa ng gravitational compression at ang presyon ng cooling substance ng isang bituin na naubos ang buong supply ng thermal energy. Ang ganitong mga kondisyon ng balanse ay natanto sa isang puting dwarf o sa mga degenerate core ng mga bituin na may mass na mas mababa sa 5-10 solar mass, kung saan ang gravitational compression ay kinokontra ng electron pressure. Ngunit sa isang puting dwarf o degenerate core ng isang bituin na may mas mataas na masa, ang density ng mga electron ay nagiging napakataas na tila sila ay pinindot sa core at, nakikipag-ugnayan sa nuclear matter, nagiging neutrino. Ang pagkuha ng mga electron sa pamamagitan ng nuclei ay humahantong sa pagbaba sa presyon ng elektron na sumasalungat sa gravitational compression, at nangyayari ang gravitational collapse.
Ang gravitational collapse sa isang white dwarf o degenerate stellar core ay sinamahan ng karagdagang pagkuha ng mga electron ng nuclei at matinding neutrino radiation, na nagdadala ng halos lahat ng enerhiya ng gravitational compression. Ang presyon ng elektron ay nagiging mas kaunti at mas mababa, kaya ang compression ay kumakatawan sa isang libreng pagbagsak ng bagay patungo sa gitna ng bituin. Sa huli, ang bumabagsak na sangkap ay binubuo lamang ng mga neutron. Ang resultang presyon ng neutron matter ay maaaring balansehin ang mga puwersa ng gravitational compression, at ang gravitational collapse ay magtatapos sa pagbuo ng isang neutron star. Ang neutrino radiation sa panahon ng pagbagsak sa isang neutron star ay maaaring magbigay ng epektibong paglipat ng enerhiya sa mga panlabas na layer ng gumuho na bituin, sapat para sa kanilang paglabas na may mataas na kinetic energy; Sa kasong ito, ang isang pagsabog ng supernova ay sinusunod.
Gayunpaman, ang pagbagsak ng gravitational ng mga malalaking bituin na may masa na lumampas sa 5-10 solar masa ay hindi nagtatapos sa yugto ng neutron star. Habang tumataas ang masa ng isang neutron star, tumataas ang density ng bagay nito at ang pagtanggi ng mga neutron ay hindi na makakapagbigay ng epektibong pagtutol sa gravitational compression. Ang pagbagsak ay nagiging relativistic gravitational collapse, at nabuo ang isang black hole. Ang pagkakaroon ng pinakamataas na masa ng isang stable white dwarf at isang neutron star ay nangangahulugan na ang mga malalaking bituin (na may mass na 10 beses ang masa ng Araw) ay tiyak na magtatapos sa kanilang pag-iral sa isang proseso ng relativistic gravitational collapse.
Ang gravitational collapse sa isang black hole ay isang phenomenon kung saan nagiging nangingibabaw ang mga epekto ng general relativity. Ang pagbagsak mismo ay nangyayari bilang isang libreng pagbagsak patungo sa gitna ng nagresultang black hole, ngunit alinsunod sa mga batas ng pangkalahatang relativity, makikita ng isang malayong tagamasid ang taglagas na ito na parang sa lalong mabagal na pag-filming: para sa kanya, ang proseso ng pagbagsak ay magpapatuloy. walang katiyakan. Kapag bumagsak sa isang black hole, nagbabago ang mga geometric na katangian ng espasyo at oras. Ang baluktot ng mga sinag ng liwanag ay lumalabas na napakalakas na walang signal ang makakaalis sa ibabaw ng bumagsak na katawan. Ang bagay na napunta sa ilalim ng radius ng black hole ay ganap na nakahiwalay sa ibang bahagi ng mundo, gayunpaman, patuloy na nakakaimpluwensya sa kapaligiran gamit ang gravitational field nito.
Sa interstellar space mayroong maraming mga ulap na pangunahing binubuo ng hydrogen na may density ng approx. 1000 at/cm 3, mga sukat mula 10 hanggang 100 sv. taon. Ang kanilang istraktura at, lalo na, ang density ay patuloy na nagbabago sa ilalim ng impluwensya ng magkaparehong banggaan, pag-init ng stellar radiation, presyon ng mga magnetic field, atbp. Kapag ang density ng isang ulap o bahagi nito ay naging napakalaki na ang gravity ay lumampas sa presyon ng gas, ang ulap ay nagsisimulang lumiit nang hindi mapigilan - ito ay bumagsak. Ang mga maliliit na paunang density ng inhomogeneities ay nagiging mas malakas sa panahon ng proseso ng pagbagsak; Bilang resulta, ang mga fragment ng ulap, i.e. nahahati sa mga bahagi, na ang bawat isa ay patuloy na lumiliit.
Sa pangkalahatan, kapag ang isang gas ay na-compress, ang temperatura at presyon nito ay tumataas, na maaaring maiwasan ang karagdagang compression. Ngunit habang ang ulap ay transparent sa infrared radiation, madali itong lumalamig, at hindi humihinto ang compression. Gayunpaman, habang ang density ng mga indibidwal na fragment ay tumataas, ang kanilang paglamig ay nagiging mas mahirap at ang pagtaas ng presyon ay humihinto sa pagbagsak - ito ay kung paano nabuo ang isang bituin, at ang buong hanay ng mga fragment ng ulap na naging mga bituin ay bumubuo ng isang kumpol ng bituin.
Ang pagbagsak ng ulap sa isang star o star cluster ay tumatagal ng humigit-kumulang isang milyong taon—medyo mabilis sa cosmic scale. Pagkatapos nito, ang mga thermonuclear reaction na nagaganap sa bituka ng bituin ay nagpapanatili ng temperatura at presyon, na pumipigil sa compression. Sa panahon ng mga reaksyong ito, ang mga magaan na elemento ng kemikal ay nagiging mas mabigat, na naglalabas ng napakalaking enerhiya (katulad ng kung ano ang nangyayari kapag ang isang bomba ng hydrogen ay sumabog). Ang inilabas na enerhiya ay umalis sa bituin sa anyo ng radiation. Ang malalaking bituin ay naglalabas ng napakatindi na radiation at sinusunog ang kanilang "gatong" sa loob lamang ng ilang sampu-sampung milyong taon. Ang mga low-mass star ay may sapat na gasolina upang tumagal ng maraming bilyun-bilyong taon ng mabagal na pagkasunog. Maaga o huli, ang anumang bituin ay maubusan ng gasolina, ang mga thermonuclear na reaksyon sa core ay huminto at, na walang pinagmumulan ng init, nananatili ito sa awa ng sarili nitong gravity, na hindi maiiwasang humahantong sa bituin sa kamatayan.
Pagbagsak ng mababang-mass na mga bituin.
Kung, pagkatapos mawala ang sobre, ang nalalabi ng bituin ay may mass na mas mababa sa 1.2 solar, kung gayon ang gravitational collapse nito ay hindi masyadong malalayo: kahit na ang isang lumiliit na bituin na pinagkaitan ng mga pinagmumulan ng init ay nakakakuha ng isang bagong kakayahang labanan ang gravity. Sa isang mataas na density ng bagay, ang mga electron ay nagsisimulang masinsinang nagtataboy sa isa't isa; ito ay hindi dahil sa kanilang electrical charge, ngunit sa kanilang quantum mechanical properties. Ang resultang presyon ay nakasalalay lamang sa density ng sangkap at hindi nakasalalay sa temperatura nito. Tinatawag ng mga physicist ang katangiang ito ng pagkabulok ng mga electron. Sa mababang-mass na mga bituin, ang presyon ng degenerate matter ay maaaring labanan ang gravity. Ang pag-urong ng isang bituin ay humihinto kapag ito ay humigit-kumulang sa laki ng Earth. Ang ganitong mga bituin ay tinatawag na mga puting dwarf dahil sila ay kumikinang nang mahina, ngunit kaagad pagkatapos ng compression mayroon silang medyo mainit (puti) na ibabaw. Gayunpaman, ang temperatura ng puting dwarf ay unti-unting bumababa, at pagkatapos ng ilang bilyong taon, ang isang bituin ay mahirap mapansin: ito ay nagiging isang malamig, hindi nakikitang katawan.
Pagbagsak ng napakalaking bituin.
Kung ang masa ng bituin ay higit sa 1.2 solar, kung gayon ang presyon ng mga degenerate na electron ay hindi makakalaban sa gravity, at ang bituin ay hindi maaaring maging isang puting dwarf. Ang hindi makontrol na pagbagsak nito ay nagpapatuloy hanggang ang sangkap ay umabot sa isang density na maihahambing sa density ng atomic nuclei (humigit-kumulang 3H 10 14 g/cm 3). Sa kasong ito, ang karamihan sa bagay ay nagiging mga neutron, na, tulad ng mga electron sa isang puting dwarf, ay nagiging degenerate. Ang presyon ng degenerate neutron matter ay maaaring huminto sa pag-urong ng isang bituin kung ang masa nito ay hindi lalampas sa humigit-kumulang 2 solar mass. Ang nagreresultang neutron star ay may diameter lamang na ca. 20 km. Kapag ang mabilis na pag-urong ng isang neutron star ay biglang huminto, ang lahat ng kinetic energy ay nagiging init at ang temperatura ay tumataas sa daan-daang bilyong kelvin. Bilang isang resulta, ang isang higanteng flare ng bituin ay nangyayari, ang mga panlabas na layer nito ay itinapon sa mataas na bilis, at ang ningning ay tumataas ng ilang bilyong beses. Tinatawag ito ng mga astronomo na "supernova explosion." Pagkalipas ng halos isang taon, bumababa ang ningning ng mga produkto ng pagsabog, unti-unting lumalamig ang na-eject na gas, humahalo sa interstellar gas, at sa mga susunod na panahon ay naging bahagi ng mga bituin ng mga bagong henerasyon. Ang neutron star na lumitaw sa panahon ng pagbagsak ay mabilis na umiikot sa unang milyun-milyong taon at sinusunod bilang isang variable emitter - isang pulsar.
Kung ang masa ng gumuho na bituin ay makabuluhang lumampas sa 2 solar, kung gayon ang compression ay hindi hihinto sa yugto ng neutron star, ngunit nagpapatuloy hanggang sa bumaba ang radius nito sa ilang kilometro. Pagkatapos ay tumataas ang puwersa ng gravitational sa ibabaw na kahit isang sinag ng liwanag ay hindi makaalis sa bituin. Ang isang bituin na gumuho sa ganoong sukat ay tinatawag na black hole. Ang nasabing bagay na pang-astronomiya ay maaari lamang pag-aralan ayon sa teorya, gamit ang pangkalahatang teorya ng relativity ni Einstein. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na ang pag-compress ng hindi nakikitang black hole ay nagpapatuloy hanggang ang bagay ay umabot sa isang walang katapusang mataas na density.
5.4.1. Star formation: gravitational compression, gas cloud fragmentation, gravitational collapse
Ang mga bituin ay ipinanganak sa gas at dust nebulae bilang isang resulta ng mga kumplikadong pisikal na proseso at sa panahon ng kanilang "buhay" dumaan sila sa ilang mga yugto ng ebolusyon: pagbuo ng bituin, ang normal na yugto ng bituin, ang pulang higanteng yugto, pagbabagong-anyo sa isang "patay" na bituin ( white dwarf, neutron star, black hole) o pagsabog ng supernova.
Ang pagbuo ng bituin ay ang proseso ng pagbabagong-anyo ng mga ulap ng rarefied gas sa mga siksik na self-luminous na bola ng gas - mga bituin. Binubuo ang pagbuo ng bituin ng unti-unting pag-compress sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong puwersa ng gravitational ng isang tiyak na dami ng interstellar gas sa mga halaga ng temperatura at density na sapat para sa paglitaw ng mga reaksyon ng thermonuclear sa gitna ng nagresultang kumpol at ang pagtigil ng karagdagang compression.
Ang proseso ng pagbuo ng bituin ay maaaring nahahati sa maraming yugto: gravitational compression, gas cloud fragmentation at gravitational collapse.Ang una ay homogenous, medyo pinalawak na ulap ng interstellar gas ay nahahati sa mga fragment dahil sa gravitational instability. Ipinakita ng astronomong Ingles na si James Jeans na ang isang walang katapusang homogenous na medium ay hindi matatag, at ang compression, na nagsimula sa isang sapat na malaking sukat, ay magpapatuloy dahil sa gravity.
Ang pinakamababang kritikal na sukat ng lugar, simula sa kung saan spontaneous gravitational compression, ay tinatawag na Jeans wavelength. Ang ulap, sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong grabidad, ay magsisimulang mag-compress, sa kondisyon na ang kabuuang enerhiya nito ay negatibo. Ang kabuuang enerhiya ay binubuo ng negatibong enerhiya ng pakikipag-ugnayan ng lahat ng mga particle na bumubuo sa ulap at ang positibong thermal energy ng mga particle na ito. Samakatuwid, mula sa pamantayan ng Jeans
E puno = E grav + E init
makakakuha tayo ng mga expression para sa wavelength ng Jeans (sa pc) at ang katumbas na kritikal na halaga ng mass ng substance (sa ℳ ☉):
λ J = 10(T/n) ½
ℳ J = 40(T 3 /n) ½,
Kung saan T ~ 10 – 30 K, n ~ 10 2 cm –3.
Kaya, lumalabas na ang mga rehiyon lamang na may masa na lumampas sa 1000ℳ ☉ ang maaaring mag-compress (mag-collapse). Gayunpaman, walang mga nakatigil na bituin na may ganitong mga masa, dahil sa sandaling magsimula ang gravitational compression, ang presyon at konsentrasyon ng mga particle ay tumaas, ngunit ang temperatura ay nananatiling halos hindi nagbabago. Ang rarefied at transparent pa rin na medium ay nagpapaliwanag ng gravitational energy sa anyo ng infrared radiation. Ang isothermal compression ay humahantong sa pagbawas sa wavelength ng Jeans, i.e. sa paglitaw ng gravitational instability sa mas maliliit na kaliskis sa contracting cloud mismo - nangyayari fragmentation ng gas at dust cloud.
Kaya, nagiging malinaw kung bakit lumilitaw ang mga bituin pangunahin sa mga grupo, sa anyo ng mga kumpol ng bituin. Ang bilang ng mga bituin sa mga kumpol ay karaniwang nasa ayos na 1000, na naaayon sa pagtatantya na ito, sa pag-aakalang ang mga bituin na may masa na malapit sa Araw ay tuluyang nabuo. Bilang karagdagan, nagiging malinaw kung bakit ang masa ng mga bituin ay nakapaloob sa loob ng medyo makitid na mga limitasyon.
Ang isang tipikal na halimbawa ng isang gas at dust nebula kung saan ang pagbuo ng bituin ay posible sa hinaharap ay ang Horsehead Nebula, isang madilim na nebula sa konstelasyon na Orion. Ang nebula ay humigit-kumulang 3.5 light-years ang diameter at bahagi ng Orion Cloud, isang malaking star-forming gas at dust complex na pumapalibot sa humigit-kumulang 1,500 light-years ang layo. taon Orion Nebula.
Ang Horsehead Nebula ay isa sa pinakasikat na nebulae, na nakikita bilang isang madilim na hugis ulo ng kabayo na lugar laban sa isang pulang glow, na iniuugnay sa ionization ng hydrogen gas sa likod ng nebula sa pamamagitan ng radiation mula sa malapit na maliwanag na bituin ζ Orionis. Ang madilim na background ng nebula ay lumitaw pangunahin dahil sa pagsipsip ng liwanag ng isang siksik na layer ng alikabok.
Mga globule ay maliit na nakahiwalay na siksik na madilim na gas at dust nebulae kung saan ang proseso ng gravitational compression ay posible o nagsimula na. Ang globule ay nakikilala mula sa iba pang madilim na nebulae sa pamamagitan ng malinaw na tinukoy na mga hangganan at isang mas mataas na density ng bumubuo nito, kaya naman ang globule ay halos malabo. Ang masa ng mga globule ay nasa hanay na 1–100 solar na masa, habang ang konsentrasyon ng sangkap ay tinatantya sa 10 4–10 6 cm–3, ang laki ng mga globule ay humigit-kumulang 1 pc.
Sa isang spherically symmetrical homogenous na gas cloud, ang tinatawag na homologo pagbagsak ng gravitational, kapag ang lahat ng mga layer ng ulap ay na-compress patungo sa gitna nito sa parehong oras. Gayunpaman, dahil sa gradient ng presyon, ang mga panlabas na layer ay mahuhuli sa mga panloob, na pagkatapos ng isang tiyak na oras ay bubuo ng isang siksik na panloob na core na may masa na humigit-kumulang 0.01ℳ ☉. Ang mga panlabas na layer, na bumubuo ng isang pinahabang shell, ay patuloy na mahuhulog sa core, na nagpapataas ng masa nito. Ang yugtong ito ay tinatawag ding yugto ng pagdami ng bagay sa pamamagitan ng core. Habang tumataas ang masa, mabilis na tumataas ang ningning ng nucleus.
Protostar |
Habang kumukontra ang core ng isang protostar, tumataas ang bilis ng pag-ikot nito sa kalaunan ay darating ang isang sandali kapag huminto ang compression sa ekwador. Ngunit sa pagkakaroon ng isang magnetic field na umuusbong mula sa core papunta sa shell, ang angular momentum ng core ay maaaring ilipat sa shell sa pamamagitan ng magnetic field, dahil sa kung saan ang compression ng core ay hindi hihinto. Sa kasong ito, ang shell ay tumatagal ng hugis ng isang disk dahil sa pag-ikot. Kung ang gas cloud ay mabilis na umiikot, ang core ay hindi nabuo, at ang lahat ng bagay ay kinokolekta sa disk. Ang disk ay maaaring masira sa dalawa o higit pang mga bahagi, kung saan doble o maraming bituin ang kasunod na nabuo.
5.4.2. Mga bituin ng cocoon
Kung ang paunang masa ng fragment ay sapat na malaki, ang pagbabagong-anyo sa isang bituin ay maaaring mangyari bago matapos ang yugto ng accretion. Sa kasong ito, ang core ay makakakuha ng sapat na masa upang simulan ang thermonuclear reactions, kahit na ang isang makabuluhang bahagi ng substance ay nasa shell pa rin. Ang tumaas na radiation mula sa bituin (light pressure) ay titigil sa karagdagang pag-akyat, at isang siksik na shell - isang cocoon - ay mananatili sa paligid ng bituin. Pinoproseso ng mga cocoon star ang mainit na radiation mula sa protostar sa loob ng mga ito tungo sa malakas na infrared radiation.Ang isang halimbawa ng isang cocoon star ay ang Becklin–Neugebauer Object sa Orion Nebula. Ito ay matatagpuan sa gitna ng isang siksik at napakasiksik na kumpol ng mga protostar. Sa mga ito, ito ang pinakamalaki: ang bituin sa loob ng cocoon ay may masa na humigit-kumulang walong solar mass. Ang ningning nito ay malapit sa 2 libong solar, at ang temperatura ng radiation ng cocoon ay humigit-kumulang 600 K. Ang bagay na Böcklin-Neugebauer ay natuklasan ng dalawang astronomo na pinangalanan ito noong 1966 bilang isang malakas na mapagkukunan ng IR.
Mahigit sa 250 mga bagay ng ganitong uri ang kilala na ngayon. Ang temperatura ng kanilang mga dust cocoon ay 300–600 K. Ang ilan sa kanila ay halos nawasak ang mga cocoon sa kanilang radiation: ipinapakita ng mga obserbasyon na ang kanilang bagay ay lumalawak sa bilis na 10–15 km/s.
5.4.3. Eruptive variable na bituin
Ang mga katangian ng T Tauri star (TTS), o eruptive variable star, ay repleksyon ng lumilipas na hindi nakatigil na mga proseso na nagaganap sa yugto ng star compression hanggang sa yugto ng Main Sequence. Ang TTS ay mga batang variable na bituin na may masa
.jpg)
Bituin T Tauri
Ang mga bituin ng T Tauri ay kinilala bilang isang hiwalay na klase ng mga astrophysical na bagay batay sa kanilang katangian na spectra ng paglabas, na nakapagpapaalaala sa spectrum ng solar chromosphere. Ang spectra ng naturang mga bituin ay naglalaman ng mga linya ng lithium. Dahil ang elementong ito ay nasusunog sa medyo mababang temperatura (1–2 milyong K), maaari itong ipalagay na ang mga thermonuclear reaction ay hindi pa nagsisimula sa T Tauri star, dahil ang temperatura sa kanilang mga core ay hindi sapat na mataas. Ang pagkakaiba-iba ng naturang bituin ay nagpapakita ng sarili sa anyo ng paulit-ulit na mga flare, na maaaring ipaliwanag ng iba't ibang uri ng mga pagbuga ng bagay - mga pagsabog. Sa Hertzsprung–Russell diagram, ang T Tauri star ay matatagpuan sa kanan sa itaas ng pangunahing sequence, kadalasan sa rehiyon ng mga late spectral na uri G–M.
Ang mga bituin ng T Tauri ay kadalasang matatagpuan sa mga grupo, lalo na sa loob ng malalaking gas at dust nebulae. Ang mga maliliit na maliliwanag na nebulae ay direktang nakikita sa paligid ng mga bituin mismo, na nagpapahiwatig ng pagkakaroon ng malawak na gas na mga sobre sa kanila. Ang paggalaw ng bagay sa mga shell na ito, na nauugnay sa proseso ng gravitational compression ng bituin, ay tila ang sanhi ng magulong pagkakaiba-iba nito. Kasunod nito, ang mga bituin sa T Tauri ay ang mga pinakabatang pormasyon na maaari nang ituring na mga bituin.
Bilang karagdagan sa mga variable ng T Tauri, kaugalian na makilala ang mga flaring star ng UV Ceti type at fuoras (FU Orionis type star), na nasa huling yugto ng gravitational compression.
5.4.4. Pangunahing yugto ng pagkakasunud-sunod
Ang isang bituin na nagliliwanag sa pamamagitan ng pagpapakawala ng enerhiyang nuklear ay dahan-dahang umuusbong habang nagbabago ang komposisyon ng kemikal nito. Ang bituin ay gumugugol ng pinakamaraming oras (higit sa 90% ng buhay nito) sa yugto kung kailan nasusunog ang hydrogen sa gitnang rehiyon nito. Ang yugtong ito ay tinatawag na Main Sequence sa Hertzsprung–Russell diagram.Ang oras ng paninirahan sa Main Sequence ay depende sa rate ng thermonuclear reactions, at ang rate ng mga reaksyon ay depende sa temperatura. Kung mas malaki ang masa ng isang bituin, mas mataas ang temperatura sa loob nito upang mabalanse ng presyon ng gas ang bigat ng nakapatong na mga layer. Samakatuwid, ang mga reaksyong nuklear sa mas malalaking bituin ay nagpapatuloy nang mas mabilis at ang oras na ginugol sa Pangunahing Pagkakasunud-sunod ay mas maikli para sa kanila, dahil ang enerhiya ay natupok nang mas mabilis.
Sa simula ng yugto ng Main Sequence, ang bituin ay homogenous sa komposisyon ng kemikal nito. Kasunod nito, sa buong yugto ng Pangunahing Pagkakasunud-sunod, bilang isang resulta ng pagkasunog ng hydrogen sa mga gitnang rehiyon at pagbuo ng helium, ang inhomogeneity ay lumitaw, lalo na habang papalapit ito sa gitna ng bituin. Ang nilalaman ng helium ay lumalaki nang pinakamabilis sa pinakasentro ng bituin. Kapag ang hydrogen sa gitna ay ganap na nasusunog, ang bituin ay lumalayo mula sa Pangunahing Pagkakasunud-sunod patungo sa rehiyon ng mga higante o, sa mataas na masa, mga supergiant.
Ang isang ideya ng mga pisikal na kondisyon sa loob ng mga bituin ay maaaring makuha sa pamamagitan ng pagguhit ng ilang pagkakatulad sa kung ano ang nalalaman tungkol sa Araw. Kung ilalapat natin ang mga equation na naglalarawan ng estado ng isang perpektong gas sa bagay ng isang bituin, sa huli ay makukuha natin na ang temperatura T 0 sa gitna ng bituin ay direktang proporsyonal sa masa ng bituin ℳ at inversely proporsyonal sa radius nito R:
Kung ang K ay isang tiyak na koepisyent ng proporsyonalidad, na maaaring matukoy mula sa pagpapalagay na sa R = R ☉ at ℳ = ℳ ☉, T 0 ay dapat na malapit sa temperatura sa gitna ng Araw 1.5 × 10 7 K. Dagdag pa, gamit ang tinatayang relasyon L bol ≈ R 5.2 at L bol ≈ ℳ 3.9, nakukuha namin ang:
T 0 = 1.5 × 10 7 R 1/3.
Ipinapakita ng mas tumpak na mga kalkulasyon na ang formula na ito ay nagbibigay ng mga kasiya-siyang resulta para sa lahat ng mga bituin ng Pangunahing Sequence.
Dahil, habang pinapataas natin ang Main Sequence sa mas asul na mga bituin, tumataas ang kanilang radii at masa, tumataas din ang temperatura sa gitna ng mga bituin (para sa klase B0 T 0 ≈ 3 × 10 7 K, at para sa K0 – T 0 ≈ 1 × 10 7 K).
Ang likas na katangian ng mga reaksyong nuklear sa loob ng isang bituin, pati na rin ang rate ng paglabas ng enerhiya, ay lubos na nakasalalay sa temperatura. Ang mga kondisyon sa loob ng mga bituin ng mga klase G, K, M (kabilang ang Araw) ay tulad na ang pagpapalabas ng enerhiyang nuklear ay nangyayari pangunahin bilang resulta ng reaksyon ng proton-proton (tingnan ang seksyon 3.10.1 ). Ang lakas ng paglabas ng enerhiya para sa ganitong uri ng reaksyon ay E ~ T 4. Ang mahabang tagal ng yugto ng hydrogen burnout ay nauugnay sa isang napakababang posibilidad ng pangunahing reaksyon ng proton-proton cycle. Dapat pansinin dito na ang kapal ng panlabas na convective zone ay nakasalalay sa epektibong temperatura ng mga panlabas na layer (photosphere) ng bituin at sa kemikal na komposisyon ng bagay nito. Sa Teff ≤ 8000 K, mas mababa ang epektibong temperatura ng bituin, mas binuo ang panlabas na convective zone, dahil ang "malamig" na ibabaw nito ay hindi kayang ilipat ang lahat ng enerhiya na nagmumula sa loob, at nangangailangan ito ng mekanikal na proseso (convection). Ang isang class M star, halimbawa, ay halos binubuo ng isang convective zone. Sa kabilang banda, ipinapakita ng mga kalkulasyon na sa Teff> 8000 K ang isang convective zone sa ibabaw ay hindi dapat lumabas sa bituin, dahil ang output ng enerhiya ay maaari lamang matiyak dahil sa radiation nito.
Hindi tulad ng mga bituin sa mga huling uri ng parang multo, ang mga bituin sa itaas na bahagi ng Pangunahing Pagkakasunud-sunod ay may masa na mas malaki kaysa sa Araw. Dahil dito, ang temperatura sa kanilang kalaliman ay mas mataas, at ang paglabas ng thermonuclear energy ay nangyayari sa pamamagitan ng carbon cycle (tingnan ang seksyon 3.10.2 ). Ang ganitong reaksyon ay maaaring nangingibabaw sa isang temperatura sa gitna T 0 ≥ 1.6 × 10 7 K. Dahil sa mataas na temperatura ng interior, ang ningning ng naturang mga bituin ay mas malaki din kaysa sa Araw, at samakatuwid dapat silang mag-evolve nang mas mabilis.
Paglabas ng enerhiya sa panahon ng carbon cycle E ~ T 20, i.e. ito ay nangyayari nang napakabilis, at ang radiation (sa pamamagitan ng tinatawag na radiative transfer) ay hindi kayang alisin ang lahat ng inilabas na enerhiya mula sa loob ng bituin. Samakatuwid, ang isang mekanikal na proseso (convection) ay isinaaktibo upang alisin ang enerhiya, at ang isang sentral na convective zone ay lilitaw sa loob ng naturang bituin. Halimbawa, ang isang bituin na may mass na 10ℳ ☉ ay dapat magkaroon ng panloob na convective zone na may radius na humigit-kumulang ¼ ng radius ng buong bituin, habang ang density sa gitna ng naturang bituin ay humigit-kumulang 40 beses kaysa sa Araw.
Ang isang natatanging tampok ng mga subdwarf ay ang kanilang mababang nilalaman ng mabibigat na elemento o metal (sa astronomiya, ang terminong ito ay madalas na tumutukoy sa lahat ng mga elemento ng kemikal na mas mabigat kaysa sa helium). Ito ay sumusunod mula dito na ang mga subdwarf ay nakararami sa mga lumang bituin, na binubuo ng mga bagay na hindi pa nasa kailaliman ng iba pang mga bituin. Lumitaw sila, tila, sa mga unang yugto ng ebolusyon ng Galaxy. Dahil ang transparency ng sangkap ng isang bituin ay mas malaki, mas maliit ang bilang ng mga naturang mabibigat na elemento, ang mga subdwarf ay nakikilala sa pamamagitan ng higit na transparency kumpara sa iba pang mga bituin, na hindi nangangailangan ng paglitaw ng isang convective zone sa ibabaw.
5.4.5. Pulang higanteng yugto
Ang isang bituin ay nananatili sa Pangunahing Sequence hangga't ang hydrogen ay nasusunog sa gitnang core nito. Ang unti-unting pag-convert ng hydrogen sa helium sa core ng isang bituin ay humahantong sa isang pagtaas sa molekular na timbang ng sangkap nito, na nangangahulugan ng pagbaba ng presyon, at pagkatapos ay sa compression ng core, isang pagtaas sa temperatura nito at, dahil dito, ang ningning ng buong bituin. Ang pangkalahatang radius ng bituin ay tumataas din, at ang epektibong temperatura ay bumababa.
Dagdag pa, kapag ang gitnang bahagi ng bituin ay naubusan ng hydrogen, nakakaranas ito ng gravitational compression sa maikling panahon. Ang temperatura, presyon sa core ng bituin at pagtaas ng ningning nito. Sa ilalim ng mga kundisyong ito, ang helium ay hindi pa makapasok sa thermonuclear fusion, ngunit ito ay sapat na para sa hydrogen na nakapaloob sa isang manipis na layer na nakapalibot sa helium core ng bituin upang pumasok sa naturang reaksyon. Kapag nangyari ito, ang kabuuang sukat ng bituin ay tumataas nang husto at ang epektibong temperatura ay bumababa. Bilang resulta, lumilitaw ang isang higanteng convective zone malapit sa bituin (humigit-kumulang 90% ng radius sa laki). Papasok na ang bituin sa tinatawag na red giant stage.Ang ating Araw ay naghihintay din ng paglipat sa pulang higanteng yugto. Mangyayari ito kapag ang Araw ay, ayon sa iba't ibang mga pagtatantya, mula 9 hanggang 13 bilyong taong gulang. Ngayon siya ay mga 4.7 bilyong taong gulang; Ang hydrogen sa gitna ay 35% (sa simula ng ebolusyon ito ay ~73%).
Ang liwanag ng Araw ay tataas ng 10% sa susunod na 1.1 bilyong taon at ng isa pang 40% sa susunod na 3.5 bilyong taon. Ayon sa ilang modelo ng klima, ang pagtaas ng dami ng solar radiation na bumabagsak sa ibabaw ng Earth ay hahantong sa mga sakuna na kahihinatnan, kabilang ang posibilidad ng kumpletong pagsingaw ng lahat ng karagatan. Sa puntong ito, tataas ang diameter ng Araw sa halagang katumbas ng humigit-kumulang 99% ng kasalukuyang distansya sa orbit ng Earth (1 AU). Gayunpaman, sa oras na iyon ang orbit ng Earth ay maaaring tumaas sa 1.7 AU. Iyon ay, dahil ang pang-akit ng Araw ay hihina dahil sa pagbaba ng masa nito. At bagaman ang Earth (marahil) ay maiiwasang masipsip ng mga panlabas na shell ng Araw, karamihan sa mga buhay na organismo (kung hindi lahat) ay maglalaho bilang resulta ng sakuna na malapit sa bituin.
Ang pulang higanteng yugto, kapag nasusunog ang hydrogen sa layer na nakapalibot sa core, ay tatagal ng halos 500 milyong taon para sa Araw. Ito ay susundan ng isang mabilis (~50 milyong taon) na yugto ng pagkasunog ng helium at mas mabibigat na elemento sa core at nakapalibot na layer, na sinamahan ng pagbuga ng sobre, pagkatapos nito ang Araw ay magiging isang mabagal na paglamig na puting dwarf.
Ang helium core ng isang pulang higante ay isothermal dahil wala itong pinagmumulan ng enerhiya. Sa ℳ > 2.5ℳ ☉ ito ay sapat na init para manatiling perpekto ang gas. Kasunod nito, ang katotohanang ito ay mag-aambag sa isang mas mabilis na pagpasok ng helium sa thermonuclear fusion. Sa kabaligtaran, sa ℳ
Habang nasusunog ang hydrogen sa layer, ang mass ng core ay tumataas, at ang zone ng nuclear reactions mismo ay lumilipat sa higit pa at higit pang mga panlabas na layer, ngunit sa isang tiyak na limitasyon, habang ang mga kondisyon para sa thermonuclear fusion ay nananatili. Sa ℳ = 1.3ℳ ☉ ang helium core ay bumubuo ng 1/4 ng kabuuang masa ng bituin na may sukat na 1/1000 ng radius nito at isang density sa gitna ρ ≈ 350 kg/cm 3 .
Pagkatapos masunog ang hydrogen, ang helium core ay nagkontrata at mga kundisyon para makapasok ang helium sa triple α-process (tingnan ang seksyon 3.10.3 ). Para sa kahusayan ng prosesong ito, kinakailangan na ang temperatura ay T ≥ 10 8 K at ang density ρ > 1–10 kg/cm 3. Ang reaksyon ng helium combustion sa huli ay gumagawa ng output ng enerhiya na 7.3 MeV. Dahil ang paglabas ng enerhiya sa kasong ito ay nangyayari nang napakabilis (E ~ T 30), kung minsan ito ay may katangian ng isang pagsabog na may matalim na pagpapalawak ng mga shell ng bituin at posibleng pagkawala ng masa, pagkatapos nito ang liwanag ay bumaba nang husto, ang helium core contracts muli, atbp. Ang phenomenon na ito ay tinatawag na helium flash. Bilang karagdagan sa ipinahiwatig na reaksyon ng pagbuo ng carbon mula sa helium, posible ang iba pang mga reaksyon na nangangailangan ng mas mataas at mas mataas na temperatura (T > 1.5 × 10 8 K): 12 C + 4 He → 16 O + γ, 16 O + 4 He → 20 Ne + γ, 20 Ne + 4 He → 24 Mg + γ.
Matapos ang pagkasunog ng helium sa core ng isang bituin, ang panlabas na convective shell nito ay nawawala, ngunit ang convection ay lilitaw sa core mismo. Sa panahong ito, sa Hertzsprung–Russell diagram, ang bituin ay gumagalaw muli patungo sa Pangunahing Sequence. Nagpapatuloy ito hanggang sa maubos ang mga reserbang helium sa core. Dagdag pa, ang bituin ay muling may pinalawak na panlabas na convective zone. Ang helium, tulad ng hydrogen, ay nagsisimulang masunog sa isang manipis na layer na nakapalibot sa ngayon na carbon (kung ℳ 40ℳ ☉) core. Sa panahong ito, ang bituin ay bumalik sa rehiyon ng mga higante at supergiants.
Pagkatapos nito, sa pinakamalalaking bituin, bilang resulta ng gravitational compression at pagkamit ng mga kinakailangang kondisyon (T> 10 9 K), ang thermonuclear combustion ng carbon sa core (12 C + 12 C) ay nagsisimula sa pagbuo ng Ne. , Na, Mg. Pagkatapos, sa katulad na paraan, darating ang turn ng mga reaksyon na kinasasangkutan ng mas mabibigat na nuclei: Ne, O, Si. Ang nuclei ng mga elemento ng kemikal hanggang sa Fe, Co, Ni, Mn, Cr ay nabuo. Nangangailangan ito ng mas mataas na temperatura at density sa gitna: T > 3 × 10 9 K at ρ ≈ 10 5 –10 9 g/cm 3 . Bilang isang resulta, ang bituin ay nakakakuha ng isang napaka-komplikadong istraktura, at ang pinakamalalaking bituin ay bumuo ng isang bakal na core. Dapat pansinin na bilang isang resulta ng detatsment ng α-particle sa tulong ng mataas na enerhiya na γ quanta, na sinusundan ng kanilang pagsipsip ng nuclei ng mga elemento ng kemikal, ang nuclei na mas mabigat kaysa sa Fe at Ni ay maaaring mabuo.
5.4.6. Cepheids
Ang isang mahalagang tampok ng inilarawan na mga proseso ng ebolusyon ay ang katotohanan na ang bituin sa spectrum-luminosity diagram kahit isang beses ay tumatawid sa zone na minarkahan bilang isang instability strip. Maraming mga uri ng mga bituin ang nahuhulog sa banda na ito, na sa kasong ito ay tinatawag na mga variable at ang karaniwang pag-aari kung saan ay pulsations, i.e. panaka-nakang mga pagbabago sa radius, epektibong temperatura at ningning. Ang pinaka-malinaw na paliwanag para sa epekto na ito ay ibinigay para sa Cepheids - mga pisikal na variable na bituin, ang katangian na kinatawan ng kung saan ay δ Cephei.Ang pangunahing papel sa prosesong ito ay nilalaro ng bahagyang dobleng ionized na helium, na nagsisilbing balbula sa mga panlabas na layer ng bituin. Ang single ionized helium ay nagpapataas ng opacity sa radiation, habang ang double ionized helium ay mas transparent. Ang random na pag-compress ng panlabas na layer ng ionized helium ay humahantong sa pagtaas ng opacity, pagsipsip ng radiation, pag-init ng panlabas na shell at ang buong bituin sa kabuuan, ionization ng helium, pagtaas ng presyon, at, dahil dito, pagpapalawak ng layer, at pagtaas sa radius ng bituin. Ito naman, binabawasan ang opacity ng layer, ang bituin ay nagsisimulang mawalan ng enerhiya dahil sa radiation (tumataas ang ningning nito) at lumalamig. Ang helium layer ay muling nagkontrata, at ang lahat ay umuulit mula sa simula.
Napakahalaga kapag tinutukoy ang mga distansya sa malalayong bagay ay ang natuklasang kaugnayan sa pagitan ng ningning (average na absolute magnitude) at ang pulsation period ng Cepheids, na, na may katumpakan na ±0 m.3, sa yugtong ito ng pananaliksik ay ganito ang hitsura:
M = –(1.01 + 2.87lgP) = –2.5lg(L/L ☉) + 4 m .8,
Kung saan ang P ay ang Cepheid pulsation period, na ipinahayag sa mga araw.
5.4.7. Mga posibleng landas ng ebolusyon ng isang pulang higante (supergiant)
Ang kurso ng karagdagang ebolusyon ng isang bituin ay nakasalalay, una sa lahat, sa masa nito. Bilang resulta ng kasunod na mga proseso ng ebolusyon, ang isang pulang higanteng may paunang masa ℳ ay maaaring maging isa sa mga uri ng "patay" na mga bituin (i.e., sa isang bituin sa kailaliman kung saan hindi nagaganap ang mga reaksiyong thermonuclear, at nagniningning ito dahil sa iba pang pisikal na proseso), o nawawala (tulad ng isang bituin) bilang resulta ng pagsabog ng supernova. Ang masa ng bituin sa panahon ng naturang pagbabago (ℳ final) ay maaaring magbago nang malaki.Kung sa pagtatapos ng red giant phase ang paunang masa ng bituin na ℳ ay nasa loob
0.8ℳ ☉
pagkatapos, sa kondisyon na ang ℳ ay may hangganan
Kung ang paunang masa ng pulang higante ay nasa loob
8ℳ☉
at final ℳ final > 1.44ℳ ☉ , pagkatapos ay magaganap ang isang uri ng Ia supernova, na magreresulta sa pagbuo ng isang neutron star o ang kumpletong pagkawatak-watak ng mga labi ng isang pulang higante.
Kung ang unang masa ng pulang supergiant
ℳ inisyal > 10ℳ ☉ ,
Pagkatapos ay magaganap ang isang Type II supernova na pagsabog, na magreresulta din sa pagbuo ng isang neutron star. Kung kasabay nito ang ℳ ay pinal > 2ℳ ☉ , pagkatapos ay babagsak ang neutron star sa isang black hole.
5.4.8. White dwarf at planetary nebulae
Ang pagkasunog ng helium sa core at sa perinuclear layer ay sinamahan ng iba't ibang mga proseso na nagdudulot ng kawalang-tatag sa estado ng bituin (halimbawa, helium flares). Ito ay maaaring humantong sa isang unti-unting pag-agos ng mga bagay (lalo na ang mabibigat na elemento) sa ilalim ng impluwensya ng presyon ng radiation (karamihan sa anyo ng isang stellar wind na may bilis na 10-30 km / s) o kahit na sa isang biglaang pagbuga ng mga panlabas na shell. Minsan ang isang bituin ay maaaring mawalan ng hanggang 70–80% ng masa nito habang nabubuhay ito.
Sa mga bituin na may 0.8ℳ ☉
Matapos mawala ang buong shell na nakapalibot sa core na ito, ito ay nagiging isang "patay" na bituin - isang puting dwarf - isang mainit na compact na bagay na may masa sa pagkakasunud-sunod ng Araw, ngunit may radius na sampu o kahit na daan-daang beses na mas maliit kaysa sa radius ng Araw. Bukod dito, mas malaki ang masa ng isang puting dwarf, mas maliit ang laki nito at mas malaki ang density nito. Ang mga kalkulasyong ginawa ay humahantong sa mga sumusunod na naglilimitang halaga: R ≥ 1027 km, ρ ≤ 2.3 × 10 10 g/cm 3 . Sa ganitong mga densidad, ang mga shell ng elektron ng mga atom ay nawasak, at ang sangkap ay isang electron-nuclear plasma, at ang elektronikong bahagi nito ay isang degenerate na electron gas.
Subramanian Chandrasekhar (1910 – 1995) |
Ang limitasyon ng masa ng isang puting dwarf ay tinutukoy ng limitasyon ng Chandrasekhar:
ℳ Ch = 1.44ℳ ☉ .
Kapag M > M Ch, hindi maaaring umiral ang isang puting dwarf bilang isang matatag na bagay, dahil Ang pressure force ng degenerate na gas ay hindi kayang labanan ang gravity, at ang bituin ay dapat na mabilis na kumunot. Ang ganitong pagbagsak sa ilang mga kaso ay maaaring humantong sa pagbuo ng isang neutron star.
Kung ang shell ng isang pulang higante ay malaglag nang napakabilis, kung gayon ang resulta ay ang pagbuo ng tinatawag planetary nebula. Lumilitaw ito bilang isang hugis-singsing, mabilis na lumalawak na shell ng gas na nakapalibot sa isang maliwanag, mainit na bituin sa gitna. Ang gitnang bituin ay walang iba kundi isang puting dwarf - ang mainit na core ng isang dating pulang higante.
5.4.9. Supernovae. Uri ng Ia at II supernovae
Ang mga supernova ay mga bituin na biglang tumataas ang kanilang ningning nang sampu-sampung milyong beses at sa maximum na maabot ang ganap na stellar magnitude na –14 m hanggang –21 m, na kung minsan ay lumalampas sa ningning ng buong parent galaxy. Karaniwan, ang pagsabog ng supernova (photon emission) ay tumatagal ng ilang daang araw, upang ang kabuuang enerhiya na ibinubuga ng isang supernova ay maihahambing sa radiation ng Araw sa buong buhay nito. Isinasaalang-alang ang enerhiya na dinadala ng mga neutrino, ang enerhiya ng pagsabog ay isa pang 4 na order ng magnitude na mas mataas.Sa kasaysayan, ang supernovae (SN) ay nahahati sa dalawang uri batay sa kanilang spectrum. Walang mga linya ng hydrogen sa spectrum ng type I supernovae, ngunit may mga linya ng type II. Sa paglipas ng panahon, ang dalawang pangkat na ito ay nahahati sa mga subclass. Kasama sa Type I ang mga SN na mayaman sa silicon ng uri Ia, mga SN na mayaman sa helium na uri ng Ib, at ang mga SN na ang spectra ay hindi naglalaman ng helium o silicon (type Ic). Ang Type II supernovae ay nahahati sa II-P, na ang mga light curve ay nagpapakita ng pinalawig (~ 100 araw) na "mga talampas," II-L, na ang mga light curve ay linearly na bumababa sa paglipas ng panahon, at II-n, na ang spectra ay nagpapakita ng mga makitid na linya.
Uri ng Ia supernova(SN Ia) – ito ang tinatawag. thermonuclear supernova, ang mekanismo ng pagsabog na batay sa proseso ng thermonuclear fusion sa carbon-oxygen core ng bituin.
Ang mga nauna sa SN Ia ay mga white dwarf na may masa na malapit sa limitasyon ng Chandrasekhar. Karaniwang tinatanggap na ang mga naturang bituin ay maaaring mabuo sa pamamagitan ng daloy ng bagay mula sa pangalawang bahagi ng isang binary stellar system, o ang mga ito ay ang huling produkto ng ebolusyon ng mga batang napakalaking Wolf-Rayet na bituin.
Ang mekanismo ng SN Ia flare ay ang mga sumusunod. Habang tumataas ang masa ng isang puting dwarf, unti-unting tumataas ang density at temperatura nito. Sa wakas, kapag ang temperatura ay umabot sa humigit-kumulang 10 8 K, bumangon ang mga kondisyon para sa thermonuclear na "ignition" ng carbon-oxygen mixture. Ang harap ng pagkasunog ay nagsisimulang kumalat mula sa gitna hanggang sa mga panlabas na layer, na iniiwan ang mga produkto ng pagkasunog - ang nuclei ng pangkat na bakal. Ang harap ng pagkasunog ay lumalaganap nang mabagal at hindi matatag sa iba't ibang uri ng mga kaguluhan. Nagsisimula ang matinding malakihang proseso ng convective, na humahantong sa isang mas malaking pagtindi ng mga thermonuclear reaction at ang pagpapalabas ng enerhiya na kinakailangan upang mailabas ang supernova shell.
Ang isang katangian ng uri ng Ia supernovae ay ang pagkakapareho ng kanilang mga light curve at ang parehong ningning sa kanilang maximum. Matapos matuklasan ang katotohanang ito, naging posible na gumamit ng supernovae bilang mga karaniwang kandila. Dahil ang sanhi ng isang uri ng pagsabog ng supernova, bilang panuntunan, ay ang proseso ng bagay na dumadaloy mula sa isang pulang higante hanggang sa isang puting dwarf, at ang limitasyon ng masa ay katumbas ng limitasyon ng Chandrasekhar, pagkatapos ay sa panahon ng pagsabog ng supernova ng ganitong uri na humigit-kumulang pareho. ang liwanag na enerhiya ay inilabas. Sa pamamagitan ng pagmamasid sa light curve, matutukoy mo kung anong magnitude ang supernova sa pinakamataas nito, at samakatuwid ay matukoy ang distansya nito. Sa karaniwan, ang Type Ia supernovae ay nangyayari isang beses bawat 500 taon sa isang kalawakan.
Ang pinakasikat na Type Ia supernovae sa ating Galaxy ay ang SN 1572 at SN 1604. Ang SN 1572 o ang Tycho Brahe supernova ay naganap sa konstelasyon ng Cassiopeia noong Nobyembre 1572. Noong 1952, natagpuan ang isang mapagkukunan ng radyo sa lugar ng pagsiklab. Noong 1960, isang supernova remnant ang natagpuan sa optical range. Ang SN 1604, o Kepler's supernova, ay naganap noong 1604 sa konstelasyon na Ophiuchus, humigit-kumulang 6,000 parsec mula sa Solar System. Ang maximum na maliwanag na magnitude ay umabot sa −2.5.
Uri ng Ia supernova |
Supernova SN 1987A |
.jpg)
Karaniwang tinatanggap na ang pagbuo ng isang type II supernova ay nagtatapos sa ebolusyon ng lahat ng mga bituin na ang unang masa ay lumampas sa 10ℳ ☉. Pagkatapos ng pagsabog, isang neutron star o black hole ang nananatili, at sa paligid ng mga bagay na ito sa kalawakan, sa loob ng ilang panahon, ang mga labi ng mga shell ng sumabog na bituin ay umiiral sa anyo ng isang lumalawak na gas nebula.
Ang isang halimbawa ng Type II supernova ay ang SN 1987A, na sumabog sa Large Magellanic Cloud galaxy na humigit-kumulang 50 kpc mula sa Araw. Ang liwanag ng flare ay umabot sa Earth noong Pebrero 23, 1987. Sa pinakamataas nito, ito ay nakikita ng mata, na may pinakamataas na magnitude na +3. Ito ang pinakamalapit na pagsabog ng supernova mula nang maimbento ang teleskopyo.
Crab Nebula |
Ang Crab Nebula (M1, NGC 1952) ay isang gaseous nebula sa konstelasyon ng Taurus. Ito ay matatagpuan sa layo na mga 6500 s. taon mula sa Earth, ay may diameter na 6 na liwanag. taon at lumalawak sa bilis na 1000 km/s. Ang Crab Nebula ay ang labi ng isang supernova na sumabog, ayon sa mga tala ng Arab at Chinese astronomers, noong Hulyo 4, 1054. Ang flare ay nakikita sa loob ng 23 araw sa mata, kahit na sa araw. Sa gitna ng nebula ay isang neutron star.
| Hindi sinusuportahan ng iyong browser ang video tag. Pagsabog at pagbuo ng supernova |
5.4.10. Mga bituin ng neutron
Ang napakalaking (ℳ > 10ℳ ☉) na mga bituin ay sumasailalim sa isang ebolusyonaryong landas ng pagkasunog hanggang sa pagbuo ng isang stellar core mula sa pinakastable (maximum binding energy per nucleon) na elemento 56 Fe. Sa ganoong core, imposible ang pagpapakawala ng enerhiyang nuklear, ang pagtaas ng presyon ay hindi nagbabayad para sa pagtaas ng mga puwersa ng gravitational na may pagtaas ng density, at ang mabagal na quasi-static na compression ay pinalitan ng mabilis na pagbagsak - isang pagkawala ng hydrodynamic stability at isang supernova nangyayari ang pagsabog. Sa mabilis na pag-compress sa isang density na malapit sa density ng bagay sa atomic nucleus, isang malaking halaga ng gravitational energy ang pinakawalan - mga 20 beses na higit pa kaysa sa buong nuclear evolution, na tumatagal ng sampu-sampung milyong taon. Ang karamihan sa enerhiya na ito ay dinadala ng mga neutrino. Matapos ang pagsabog at pagbuhos ng shell, ang isang labi ay nabuo sa anyo ng isang neutron star - ang pangalawang uri ng "patay" na mga bituin.
Sa katunayan, ang buong stellar evolution ay maaaring ituring bilang isang kakaibang proseso ng neutronization ng halos proton matter sa una. Sa purong hydrogen ang bilang ng mga neutron ay zero. Sa paunang halo ng hydrogen na may 10% (sa bilang ng mga atomo) ng helium para sa modernong pagbuo ng bituin, mayroong 1 α-particle sa bawat 9 na proton, ibig sabihin, ang ratio ng bilang ng mga neutron sa mga proton ay 2/13. Ang pag-convert ng hydrogen sa helium ay nagpapataas ng ratio na ito sa 1/2. Sa pagtatapos ng ebolusyon ng mga bituin sa napakataas na densidad, ang pagkuha ng mga electron sa pamamagitan ng nuclei ay humahantong sa neutronization ng bagay - ang mga electron ay, kumbaga, "pinipilit" sa mga proton. Ang mga neutron sa ilalim ng gayong mga puwersa ng gravitational ay mga stable na particle na (hindi napapailalim sa β-decay).Ang neutron star ay isa sa mga huling produkto ng stellar evolution na binubuo ito ng neutron core at manipis na crust ng degenerate matter na may nangingibabaw na iron at nickel nuclei. Ang mga neutron star ay may napakaliit na sukat - 20–30 km ang lapad, kaya ang average na density ng sangkap ng naturang bituin ay nasa pagkakasunud-sunod ng density ng atomic nucleus (2.8 × 10 15 g/cm 3).
Ang masa ng karamihan sa mga kilalang neutron star ay malapit sa 1.4 solar mass, i.e. ang halaga ng limitasyon ng Chandrasekhar. Ipinapakita ng mga modernong kalkulasyon na para sa mga neutron star mayroon ding nililimitahan ang masa (Tolman - Oppenheimer - Volkov limit), kung saan ang neutron star ay hindi pa babagsak sa isang black hole: ℳ max ≤ 2.5ℳ ☉ . Sa kasong ito, ang density ay umabot sa ρ max ≥ 10 15 g/cm 3, at ang radius ay umabot sa R ≈ 10 km. Gayunpaman, mayroon ding mga "maliit" na neutron star, kung saan ℳ min ≈ 0.1ℳ ☉ ; ρ min ≈ 2 × 10 14 g/cm 3 ; R ≈ 200 km.
Kapag ang isang ordinaryong bituin ay na-compress sa isang neutron, ang lakas ng magnetic field ay tumataas sa 10 12 –10 13 Oe (para sa paghahambing: ang Earth ay may humigit-kumulang 0.5 Oe) dahil sa pag-iingat ng magnetic flux, at ito ay ang mga proseso sa magnetospheres ng neutron star na responsable para sa radio emission ng pulsar, dahil sa kung saan ang mga neutron star ay maaaring matuklasan. Kung ang neutron star ay bahagi ng isang malapit na stellar system, kung gayon ang pagdami ng bagay sa neutron star ay nangyayari, na nagreresulta sa non-thermal na X-ray na paglabas.
5.4.11. Mga Pulsar
Noong Agosto 1967, sa Cambridge (England), naitala ang cosmic electromagnetic radiation sa hanay ng radyo, na nagmumula sa mga pinagmumulan ng punto sa anyo ng mahigpit na magkakasunod na malinaw na pulso (Nobel Prize 1974). Ang tagal ng isang indibidwal na pulso mula sa mga naturang pinagmulan ay mula sa ilang millisecond hanggang ilang ikasampu ng isang segundo. Ang talas ng mga pulso at ang pambihirang kawastuhan ng kanilang mga pag-uulit ay ginagawang posible upang matukoy nang may napakataas na katumpakan ang mga panahon ng pulsation ng mga bagay na ito, na tinatawag na pulsars (pulse + star). Ang mga panahon ng mga kilalang pulsar ay mula 0.0015 hanggang 4.3 s. Sa kasalukuyan, higit sa 1000 pulsar ang kilala. Ang average na distansya sa mga pulsar ay 3 kpc, ibig sabihin, ang mga pulsar ay kabilang sa ating Galaxy at puro sa eroplano nito.
Ang pulsar effect ay sanhi ng kumbinasyon ng mabilis na pag-ikot at non-thermal radiation mula sa mga neutron star. Kapag na-compress sa laki ng isang neutron star, ang pag-ikot nito, dahil sa batas ng konserbasyon ng angular momentum, ay bumibilis sa ilang daang rebolusyon bawat segundo. Ang agwat ng oras sa pagitan ng sunud-sunod na mga pulso ay katumbas ng panahon ng pag-ikot ng neutron star.Ang epekto ng pulsar ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng pana-panahong pagpasa sa pamamagitan ng tagamasid ng isang makitid na nakadirekta na kono ng radiation na nabuo malapit sa ibabaw ng isang umiikot na neutron star na may isang malakas na magnetic field. Dahil ang lakas ng magnetic field ng isang neutron star sa mga magnetic pole nito ay 10 12 –10 13 Oe, ang malaki at mabilis na pag-ikot ng mga magnetic field ay nag-uudyok ng malalakas na electric field sa pulsar magnetosphere, na nagpapabilis ng mga naka-charge na particle sa ultrarelativistic energies. Ang mga particle na ito, sa turn, ay lumikha ng non-thermal synchrotron radiation mula sa pulsar, na direktang sinusunod sa isang panahon na katumbas ng panahon ng pag-ikot ng neutron star.
Dahil ang kinetic energy ng pulsar ay binago sa electromagnetic radiation, ito ay bumagal at ang panahon ng "pulsations" ay tumataas. Ang epektong ito ay kinumpirma ng mga obserbasyon.
5.4.12. Sumabog ang gamma-ray
Ang mga pagsabog ng gamma-ray ay mga higanteng pagsabog ng gamma-ray electromagnetic radiation sa isang tiyak na direksyon sa kalawakan, na naobserbahan sa malalayong galaxy. Ang mga pagsabog ng gamma-ray ay karaniwang nahahati sa maikli at mas mahaba. Ang mga pangmatagalang pagsabog ng gamma-ray (na tumatagal ng higit sa 2 segundo) ay karaniwang nauugnay sa mga pagsabog ng supernova, habang ang mga maikli ay nauugnay sa pagsasama ng mga double neutron star.
Ang gravitational collapse ay ang mabilis na proseso ng compression ng matter sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong gravity (tingnan ang Gravity). Minsan ang gravitational collapse ay nauunawaan bilang ang walang limitasyong pag-compress ng matter sa isang black hole, na inilarawan ng pangkalahatang teorya ng relativity (relativistic collapse).
Ang mga bahagi ng anumang katawan ay nakakaranas ng mutual gravitational attraction. Gayunpaman, sa karamihan ng mga katawan ang magnitude nito ay hindi sapat upang maging sanhi ng pagbagsak. Para sa isang naibigay na masa ng isang katawan, mas malaki ang panloob na larangan ng pagkahumaling ng gravitational, mas malaki ang density nito, ibig sabihin, mas maliit ang mga sukat nito. Upang ang gravitational field ay maging kapansin-pansin, ito ay kinakailangan upang i-compress ito sa malalaking densidad Kaya, halimbawa, upang mangyari ang gravitational collapse ng Earth, ang density nito ay dapat tumaas sa 1027 g/cm3, i.e., trilyon. ng mga beses na mas mataas kaysa sa nuclear density. Gayunpaman, habang tumataas ang masa, tumataas din ang panloob na larangan ng pagkahumaling ng gravitational at bumababa ang halaga ng density na sapat para sa pagbagsak.
Sa napakalaking bagay tulad ng mga bituin, ang papel ng gravitational compression forces ay nagiging mapagpasyahan. Ang parehong mga puwersa ay nagiging sanhi ng pag-compress ng mga ulap ng gas sa panahon ng pagbuo ng mga bituin at kalawakan. Ang ganitong compression ay may katangian ng isang kakaibang pagbagsak ng mga particle ng gas patungo sa gitna ng bumubuo ng bituin o kalawakan. Sa ganitong diwa, pinag-uusapan nila ang gravitational collapse ng mga proto-star at proto-galaxies.
Ang pagkakaroon ng mga bituin ay nauugnay sa kapwa pagkahumaling ng kanilang mga atomo, ngunit sa mga ordinaryong bituin ang atraksyong ito ay balanse ng panloob na presyon ng bagay, na nagsisiguro sa kanilang katatagan. Sa mataas na temperatura at densidad na katangian ng loob ng mga bituin, ang mga atomo ng bagay ay ionized at ang presyon ng bagay ay natutukoy sa pamamagitan ng paggalaw ng mga libreng electron at ion. Sa pangunahing, pinakamahabang yugto ng stellar evolution, ang naturang paggalaw ay thermal. Ito ay sinusuportahan ng pagpapakawala ng enerhiya sa panahon ng thermonuclear fusion reactions (tingnan ang Stars). Gayunpaman, ang supply ng thermonuclear fuel sa mga bituin ay limitado at ang huling kapalaran ng mga bituin ay tinutukoy ng posibilidad na balansehin ang mga puwersa ng gravitational compression at ang presyon ng cooling substance ng isang bituin na naubos ang buong supply ng thermal energy. Ang ganitong mga kondisyon ng balanse ay natanto sa isang puting dwarf o sa mga degenerate core ng mga bituin na may mass na mas mababa sa 5-10 solar mass, kung saan ang gravitational compression ay kinokontra ng electron pressure. Ngunit sa isang puting dwarf o degenerate core ng isang bituin na may mas mataas na masa, ang density ng mga electron ay nagiging napakataas na tila sila ay pinindot sa core at, nakikipag-ugnayan sa nuclear matter, nagiging neutrino. Ang pagkuha ng mga electron sa pamamagitan ng nuclei ay humahantong sa pagbaba sa presyon ng elektron na sumasalungat sa gravitational compression, at nangyayari ang gravitational collapse.
Ang gravitational collapse sa isang white dwarf o degenerate stellar core ay sinamahan ng karagdagang pagkuha ng mga electron ng nuclei at matinding neutrino radiation, na nagdadala ng halos lahat ng enerhiya ng gravitational compression. Ang presyon ng elektron ay nagiging mas kaunti at mas mababa, kaya ang compression ay kumakatawan sa isang libreng pagbagsak ng bagay patungo sa gitna ng bituin. Sa huli, ang bumabagsak na sangkap ay binubuo lamang ng mga neutron. Ang resultang presyon ng neutron matter ay maaaring balansehin ang mga puwersa ng gravitational compression, at ang gravitational collapse ay magtatapos sa pagbuo ng isang neutron star. Ang neutrino radiation sa panahon ng pagbagsak sa isang neutron star ay maaaring magbigay ng epektibong paglipat ng enerhiya sa mga panlabas na layer ng gumuho na bituin, sapat para sa kanilang paglabas na may mataas na kinetic energy; Sa kasong ito, ang isang pagsabog ng supernova ay sinusunod.
Gayunpaman, ang pagbagsak ng gravitational ng mga malalaking bituin na may masa na lumampas sa 5-10 solar masa ay hindi nagtatapos sa yugto ng neutron star. Habang tumataas ang masa ng isang neutron star, tumataas ang density ng bagay nito at ang pagtanggi ng mga neutron ay hindi na makakapagbigay ng epektibong pagtutol sa gravitational compression. Ang pagbagsak ay nagiging relativistic gravitational collapse, at nabuo ang isang black hole. Ang pagkakaroon ng pinakamataas na masa ng isang stable white dwarf at isang neutron star ay nangangahulugan na ang mga malalaking bituin (na may mass na 10 beses ang masa ng Araw) ay tiyak na magtatapos sa kanilang pag-iral sa isang proseso ng relativistic gravitational collapse.
Ang gravitational collapse sa isang black hole ay isang phenomenon kung saan nagiging nangingibabaw ang mga epekto ng general relativity. Ang pagbagsak mismo ay nangyayari bilang isang libreng pagbagsak patungo sa gitna ng nagresultang black hole, ngunit alinsunod sa mga batas ng pangkalahatang relativity, makikita ng isang malayong tagamasid ang taglagas na ito na parang sa lalong mabagal na pag-filming: para sa kanya, ang proseso ng pagbagsak ay magpapatuloy. walang katiyakan. Kapag bumagsak sa isang black hole, nagbabago ang mga geometric na katangian ng espasyo at oras. Ang baluktot ng mga sinag ng liwanag ay lumalabas na napakalakas na walang signal ang makakaalis sa ibabaw ng bumagsak na katawan. Ang bagay na napunta sa ilalim ng radius ng black hole ay ganap na nakahiwalay sa ibang bahagi ng mundo, gayunpaman, patuloy na nakakaimpluwensya sa kapaligiran gamit ang gravitational field nito.
GRAVITATIONAL COLLAPSE
mabilis na compression at disintegration ng isang interstellar cloud o star sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong gravity. Ang gravitational collapse ay isang napakahalagang astrophysical phenomenon; ito ay kasangkot kapwa sa pagbuo ng mga bituin, mga kumpol ng bituin at mga kalawakan, at sa pagkamatay ng ilan sa kanila. Sa interstellar space mayroong maraming mga ulap na pangunahing binubuo ng hydrogen na may density ng approx. 1000 at/cm3, mga sukat mula 10 hanggang 100 St. taon. Ang kanilang istraktura at, lalo na, ang density ay patuloy na nagbabago sa ilalim ng impluwensya ng magkaparehong banggaan, pag-init ng stellar radiation, presyon ng mga magnetic field, atbp. Kapag ang density ng isang ulap o bahagi nito ay naging napakalaki na ang gravity ay lumampas sa presyon ng gas, ang ulap ay nagsisimulang lumiit nang hindi mapigilan - ito ay bumagsak. Ang mga maliliit na paunang density ng inhomogeneities ay nagiging mas malakas sa panahon ng proseso ng pagbagsak; Bilang resulta, ang mga fragment ng ulap, i.e. nahahati sa mga bahagi, na ang bawat isa ay patuloy na lumiliit. Sa pangkalahatan, kapag ang isang gas ay na-compress, ang temperatura at presyon nito ay tumataas, na maaaring maiwasan ang karagdagang compression. Ngunit habang ang ulap ay transparent sa infrared radiation, madali itong lumalamig, at hindi humihinto ang compression. Gayunpaman, habang ang density ng mga indibidwal na fragment ay tumataas, ang kanilang paglamig ay nagiging mas mahirap at ang pagtaas ng presyon ay humihinto sa pagbagsak - ito ay kung paano nabuo ang isang bituin, at ang buong hanay ng mga fragment ng ulap na naging mga bituin ay bumubuo ng isang kumpol ng bituin. Ang pagbagsak ng isang ulap sa isang star o star cluster ay tumatagal ng halos isang milyong taon - medyo mabilis sa isang cosmic scale. Pagkatapos nito, ang mga thermonuclear reaction na nagaganap sa bituka ng bituin ay nagpapanatili ng temperatura at presyon, na pumipigil sa compression. Sa panahon ng mga reaksyong ito, ang mga magaan na elemento ng kemikal ay nagiging mas mabigat, na naglalabas ng napakalaking enerhiya (katulad ng kung ano ang nangyayari kapag ang isang bomba ng hydrogen ay sumabog). Ang inilabas na enerhiya ay umalis sa bituin sa anyo ng radiation. Ang malalaking bituin ay naglalabas ng napakatindi na radiation at sinusunog ang kanilang "gatong" sa loob lamang ng ilang sampu-sampung milyong taon. Ang mga low-mass star ay may sapat na gasolina upang tumagal ng maraming bilyun-bilyong taon ng mabagal na pagkasunog.
Maaga o huli, ang anumang bituin ay maubusan ng gasolina, ang mga thermonuclear na reaksyon sa core ay huminto at, na walang pinagmumulan ng init, nananatili ito sa awa ng sarili nitong gravity, na hindi maiiwasang humahantong sa bituin sa kamatayan. Kung, pagkatapos mawala ang sobre, ang nalalabi ng bituin ay may mass na mas mababa sa 1.2 solar, kung gayon ang gravitational collapse nito ay hindi masyadong malalayo: kahit na ang isang lumiliit na bituin na pinagkaitan ng mga pinagmumulan ng init ay nakakakuha ng isang bagong kakayahang labanan ang gravity. Sa isang mataas na density ng bagay, ang mga electron ay nagsisimulang masinsinang nagtataboy sa isa't isa; ito ay hindi dahil sa kanilang electrical charge, ngunit sa kanilang quantum mechanical properties. Ang resultang presyon ay nakasalalay lamang sa density ng sangkap at hindi nakasalalay sa temperatura nito. Tinatawag ng mga physicist ang katangiang ito ng pagkabulok ng mga electron. Sa mababang-mass na mga bituin, ang presyon ng degenerate matter ay maaaring labanan ang gravity. Ang pag-urong ng isang bituin ay humihinto kapag ito ay humigit-kumulang sa laki ng Earth. Ang ganitong mga bituin ay tinatawag na mga puting dwarf dahil sila ay kumikinang nang mahina, ngunit kaagad pagkatapos ng compression mayroon silang medyo mainit (puti) na ibabaw. Gayunpaman, ang temperatura ng puting dwarf ay unti-unting bumababa, at pagkatapos ng ilang bilyong taon, ang isang bituin ay mahirap mapansin: ito ay nagiging isang malamig, hindi nakikitang katawan.
Pagbagsak ng napakalaking bituin. Kung ang masa ng bituin ay higit sa 1.2 solar, kung gayon ang presyon ng mga degenerate na electron ay hindi makakalaban sa gravity, at ang bituin ay hindi maaaring maging isang puting dwarf. Ang hindi makontrol na pagbagsak nito ay nagpapatuloy hanggang ang sangkap ay umabot sa isang density na maihahambing sa density ng atomic nuclei (humigit-kumulang 3 * 10 14 g/cm3). Sa kasong ito, ang karamihan sa bagay ay nagiging mga neutron, na, tulad ng mga electron sa isang puting dwarf, ay nagiging degenerate. Ang presyon ng degenerate neutron matter ay maaaring huminto sa pag-urong ng isang bituin kung ang masa nito ay hindi lalampas sa humigit-kumulang 2 solar mass. Ang nagreresultang neutron star ay may diameter lamang na ca. 20 km. Kapag ang mabilis na pag-urong ng isang neutron star ay biglang huminto, ang lahat ng kinetic energy ay nagiging init at ang temperatura ay tumataas sa daan-daang bilyong kelvin. Bilang isang resulta, ang isang higanteng flare ng bituin ay nangyayari, ang mga panlabas na layer nito ay itinapon sa mataas na bilis, at ang ningning ay tumataas ng ilang bilyong beses. Tinatawag ito ng mga astronomo na "supernova explosion." Pagkalipas ng halos isang taon, bumababa ang ningning ng mga produkto ng pagsabog, unti-unting lumalamig ang na-eject na gas, humahalo sa interstellar gas, at sa mga susunod na panahon ay naging bahagi ng mga bituin ng mga bagong henerasyon. Ang neutron star na lumitaw sa panahon ng pagbagsak ay mabilis na umiikot sa unang milyun-milyong taon at sinusunod bilang isang variable emitter - isang pulsar. Kung ang masa ng gumuho na bituin ay makabuluhang lumampas sa 2 solar, kung gayon ang compression ay hindi hihinto sa yugto ng neutron star, ngunit nagpapatuloy hanggang sa bumaba ang radius nito sa ilang kilometro. Pagkatapos ay tumataas ang puwersa ng gravitational sa ibabaw na kahit isang sinag ng liwanag ay hindi makaalis sa bituin. Ang isang bituin na gumuho sa ganoong sukat ay tinatawag na black hole. Ang nasabing bagay na pang-astronomiya ay maaari lamang pag-aralan ayon sa teorya, gamit ang pangkalahatang teorya ng relativity ni Einstein. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na ang pag-compress ng hindi nakikitang black hole ay nagpapatuloy hanggang ang bagay ay umabot sa isang walang katapusang mataas na density.
Tingnan din PULSAR; BLACK BUTAS.
PANITIKAN
Shklovsky I.S., Mga Bituin: ang kanilang kapanganakan, buhay at kamatayan. M., 1984
Collier's Encyclopedia. - Open Society. 2000 .
Tingnan kung ano ang "GRAVITATIONAL COLLAPSE" sa iba pang mga diksyunaryo:
Ang proseso ay hydrodynamic. compression ng katawan sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong. pwersa ng grabidad. Ang prosesong ito sa kalikasan ay posible lamang sa medyo malalaking katawan, sa partikular na mga bituin. Ang isang kinakailangang kondisyon para sa G.K. isang pagbaba sa pagkalastiko sa VA sa loob ng isang bituin, sa isang kuyog ay humahantong sa ... ... Pisikal na encyclopedia
Sakuna na mabilis na pag-compress ng malalaking katawan sa ilalim ng impluwensya ng mga puwersa ng gravitational. Maaaring tapusin ng gravitational collapse ang ebolusyon ng mga bituin na may mass na lampas sa dalawang solar mass. Matapos ang pagkaubos ng nuclear fuel sa naturang mga bituin, nawala ang kanilang... ... Encyclopedic Dictionary
Modelo ng mekanismo ng gravitational collapse Ang gravitational collapse ay isang sakuna na mabilis na pag-compress ng malalaking katawan sa ilalim ng impluwensya ng gravitational forces. Gravitational sa... Wikipedia
Sakuna na mabilis na pag-compress ng malalaking katawan sa ilalim ng impluwensya ng mga puwersa ng gravitational. Maaaring tapusin ng gravitational collapse ang ebolusyon ng mga bituin na may mass na lampas sa dalawang solar mass. Matapos ang pagkaubos ng nuclear fuel sa naturang mga bituin, nawala ang kanilang... ... Astronomical Dictionary
Gravitational collapse- (mula sa gravity at lat. collapsus nahulog) (sa astrophysics, astronomy) sakuna mabilis na compression ng isang bituin sa mga huling yugto ng ebolusyon sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong mga puwersa ng gravitational, na lumalampas sa humihinang pwersa ng presyon ng pinainit na gas (bagay) .. . Ang simula ng modernong natural na agham
Tingnan ang Gravitational collapse... Great Soviet Encyclopedia
Sakuna na mabilis na pag-compress ng malalaking katawan sa ilalim ng impluwensya ng grabidad. lakas Maaaring wakasan ng GK ang ebolusyon ng mga bituin na may masa ng St. dalawang solar mass. Matapos ang pagkaubos ng nuclear fuel sa naturang mga bituin, nawala ang kanilang mga mekanikal na katangian. pagpapanatili at... Likas na agham. Encyclopedic Dictionary
Tingnan ang Gravitational Collapse... Malaking Encyclopedic Dictionary
Tingnan ang gravitational collapse. * * * COLLAPSE GRAVITATIONAL COLLAPSE GRAVITATIONAL, tingnan ang gravitational collapse (tingnan ang GRAVITATIONAL COLLAPSE) ... Encyclopedic Dictionary
Mga libro
- Pangitain ni Einstein. , Wheeler J.A. , Ang aklat ng namumukod-tanging Amerikanong pisiko na si D. A. Wheeler ay nakatuon sa isang elementarya na pagtatanghal ng geometrodynamics - ang sagisag ng pangarap ni Einstein "na bawasan ang lahat ng pisika sa geometry." Nagsisimula ang may-akda sa... Kategorya: Matematika at agham Serye: Publisher:
