Colaps gravitațional

Fazele prăbușirii gravitaționale a miezului unei stele masive.
În interiorul unei stele masive într-un stadiu evolutiv avansat (a), fuziunea nucleară se încheie cu sinteza fierului , care, depunându-se în centrul stelei, formează un nucleu inert (b) care într-un timp scurt atinge masa limită de Chandrasekhar , începând să se prăbușească. Materia celei mai interioare părți a nucleului degenerează în neutroni (c), provocând o revenire a materiei (d) care dă naștere unei unde de șoc (roșu). Frontul șocului tinde inițial să încetinească (e), dar este revigorat de procese care includ interacțiuni cu neutrini. Unda mătură straturile care înconjoară nucleul (f), lăsând doar un reziduu de materie degenerată : o stea compactă ( stea de neutroni sau gaură neagră în funcție de masa sa).

În astrofizică , colapsul gravitațional este compresia progresivă a unui corp masiv sub influența propriei sale forțe de gravitație . Acest lucru se întâmplă atunci când presiunea hidrostatică a corpului nu mai este capabilă să-i contrabalanseze gravitația.

Descriere

Colapsul gravitațional joacă un rol major în formarea principalelor structuri ale Universului . O distribuție uniformă inițială a materiei s-ar prăbuși brusc și va da naștere unei ierarhii de structuri, cum ar fi grupuri de galaxii , grupuri de stele , stele și planete . De exemplu, o stea provine din prăbușirea gravitațională treptată a unui nor de materie interestelară. Presiunea cauzată de prăbușire determină o creștere a temperaturii , care, după ce a ajuns la aproximativ 20 de milioane de K , determină declanșarea fuziunii hidrogenului în miezul stelar și determină oprirea prăbușirii; în acest fel presiunea reacțiilor nucleare și gravitația stelei sunt compensate și se stabilește un echilibru între cele două forțe, numit echilibru hidrostatic .

Prăbușirea gravitațională a stelelor are loc în ultimele etape ale vieții . Când toate sursele de energie ale stelei sunt epuizate, nucleul stelar suferă un colaps gravitațional; din acest motiv „viața” stelei este considerată o stare de echilibru temporar între prăbușirea la naștere și prăbușirea la moartea stelei. Ceea ce se formează atunci când o stea moare se numește „ stea compactă ”. Sunt:

pitici albi , în care presiunea electronilor degenerați se opune gravitației.
stelele de neutroni , unde presiunea neutroniului se opune gravitației.
găuri negre , a căror dinamică este încă necunoscută.

Prăbușirea către stadiul pitic alb durează zeci de mii de ani, timp în care steaua pe moarte își scoate straturile exterioare devenind o nebuloasă planetară . Modelele teoretice sugerează, de asemenea, că o pitică albă s-ar putea prăbuși într-o stea de neutroni prin furtul materiei de la un partener dintr-un sistem binar ; în realitate, o pitică albă care captează material de la un însoțitor ar suferi o fuziune nucleară catastrofală, până când va ajunge la limita Chandrasekhar și va deveni o supernovă de tip I. Stelele neutronice sunt formate în schimb prin prăbușirea gravitațională a stelelor foarte mari, o continuare a tipului II supernove.

Stelele foarte masive, al căror nucleu atinge o masă dincolo de limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff , sunt incapabile să găsească un echilibru dinamic , dată fiind forța enormă a greutății care în acest caz nu are forțe antagoniste. Dincolo de punctul în care materia este concentrată în așa-numitul orizont de evenimente , acestea se contractă pentru a forma o gaură neagră, a cărei gravitație este astfel încât să nu permită scăparea luminii. Este clar că prăbușirea continuă până la un punct extrem de dens și extrem de compact, cu o rază Schwarzschild infinit de mică.

Bibliografie

Pankaj S. Joshi: Colaps gravitațional și singularități spațiu-timp. Cambridge Univ. Pr., Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-87104-4
BK Harrison, Kip Thorne , Masami Wakano, John Archibald Wheeler : teoria gravitației și prăbușirea gravitațională. Univ. Of Chicago Pr., Chicago 1965