انهيار النجم النيوتروني. انهيار النجوم الثقيلة: كيف تظهر الثقوب السوداء وما إذا كان من الممكن رؤيتها. تكوين النجوم: ضغط الجاذبية، تفتيت سحابة الغاز، انهيار الجاذبية

الضغط والتفكك السريع للسحابة أو النجم بين النجوم تحت تأثير جاذبيته. يعد انهيار الجاذبية ظاهرة فيزيائية فلكية مهمة جدًا؛ فهو يشارك في تكوين النجوم وعناقيد النجوم والمجرات وفي موت بعضها. يوجد في الفضاء بين النجوم العديد من السحب التي تتكون أساسًا من الهيدروجين بكثافة تقريبية. 1000 سم3 مقاسات من 10 إلى 100 ش سنين. هيكلها، على وجه الخصوص، يتغير باستمرار الكثافة تحت تأثير الاصطدامات المتبادلة، والتدفئة عن طريق الإشعاع النجمي، وضغط المجالات المغناطيسية، وما إلى ذلك. عندما تصبح كثافة السحابة أو جزء منها كبيرة جدًا بحيث تتجاوز الجاذبية ضغط الغاز، تبدأ السحابة في الانكماش بشكل لا يمكن السيطرة عليه - فتنهار. تصبح عدم تجانس الكثافة الأولية الصغيرة أقوى أثناء عملية الانهيار؛ ونتيجة لذلك، تتفتت السحابة، أي. ينقسم إلى أجزاء، كل منها يستمر في الانكماش. بشكل عام، عندما يتم ضغط الغاز، ترتفع درجة حرارته وضغطه، مما قد يمنع المزيد من الضغط. ولكن على الرغم من أن السحابة شفافة بالنسبة للأشعة تحت الحمراء، إلا أنها تبرد بسهولة، ولا يتوقف الضغط. ومع ذلك، مع زيادة كثافة الشظايا الفردية، يصبح تبريدها أكثر صعوبة ويوقف الضغط المتزايد الانهيار - هذه هي الطريقة التي يتشكل بها النجم، وتشكل مجموعة شظايا السحابة بأكملها التي تحولت إلى نجوم عنقودًا نجميًا. يستمر انهيار السحابة إلى نجم أو عنقود نجمي حوالي مليون سنة - بسرعة نسبية على المستوى الكوني. بعد ذلك، تحافظ التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أحشاء النجم على درجة الحرارة والضغط، مما يمنع الضغط. خلال هذه التفاعلات، تتحول العناصر الكيميائية الخفيفة إلى عناصر أثقل، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة هائلة (على غرار ما يحدث عندما تنفجر قنبلة هيدروجينية). وتترك الطاقة المنبعثة النجم على شكل إشعاع. تبعث النجوم الضخمة إشعاعات شديدة للغاية وتحرق "وقودها" في بضع عشرات الملايين من السنين فقط. تمتلك النجوم ذات الكتلة المنخفضة ما يكفي من الوقود لتدوم مليارات السنين من الاحتراق البطيء. عاجلاً أم آجلاً، ينفد الوقود من أي نجم، وتتوقف التفاعلات النووية الحرارية في القلب، ويُحرم من مصدر الحرارة، ويظل تحت رحمة جاذبيته، مما يؤدي بلا هوادة إلى موت النجم. انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة. إذا كانت كتلة النجم المتبقية، بعد فقدان الغلاف، أقل من 1.2 شمسية، فإن انهيار جاذبيته لا يذهب بعيدًا: فحتى النجم المنكمش المحروم من مصادر الحرارة يكتسب قدرة جديدة على مقاومة الجاذبية. عند كثافة المادة العالية، تبدأ الإلكترونات في تنافر بعضها البعض بشكل مكثف؛ وهذا لا يرجع إلى شحنتها الكهربائية، بل إلى خواصها الميكانيكية الكمومية. ويعتمد الضغط الناتج فقط على كثافة المادة ولا يعتمد على درجة حرارتها. يسمي الفيزيائيون خاصية انحطاط الإلكترونات هذه. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يمكن لضغط المادة المتحللة أن يقاوم الجاذبية. يتوقف انكماش النجم عندما يصبح بحجم الأرض تقريبًا. تسمى هذه النجوم بالأقزام البيضاء لأنها تتألق بشكل ضعيف، ولكن بعد الضغط مباشرة يكون لها سطح ساخن (أبيض). ومع ذلك، فإن درجة حرارة القزم الأبيض تنخفض تدريجيا، وبعد عدة مليارات من السنين، يصعب بالفعل ملاحظة هذا النجم: يصبح جسما باردا وغير مرئي. انهيار النجوم الضخمة. فإذا كانت كتلة النجم أكثر من 1.2 شمسية، فإن ضغط الإلكترونات المتحللة لن يكون قادرا على مقاومة الجاذبية، ولا يمكن للنجم أن يصبح قزما أبيض. ويستمر انهيارها الذي لا يمكن السيطرة عليه حتى تصل المادة إلى كثافة مماثلة لكثافة النوى الذرية (حوالي 3×1014 جم/سم3). وفي هذه الحالة، تتحول معظم المادة إلى نيوترونات، والتي تتحلل، مثل الإلكترونات الموجودة في القزم الأبيض. يمكن لضغط المادة النيوترونية المتحللة أن يوقف تقلص النجم إذا كانت كتلته لا تتجاوز كتلتين شمسيتين تقريبًا. يبلغ قطر النجم النيوتروني الناتج حوالي كاليفورنيا فقط. 20 كم. عندما يتوقف الانكماش السريع لنجم نيوتروني فجأة، تتحول كل الطاقة الحركية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة إلى مئات المليارات من الكلفن. ونتيجة لذلك، يحدث توهج عملاق للنجم، ويتم التخلص من طبقاته الخارجية بسرعة عالية، ويزداد اللمعان عدة مليارات من المرات. يطلق علماء الفلك على هذا اسم "انفجار المستعر الأعظم". وبعد حوالي عام، يتناقص سطوع منتجات الانفجار، ويبرد الغاز المنبعث تدريجيًا، ويختلط مع الغاز بين النجوم، وفي العصور اللاحقة يصبح جزءًا من نجوم الأجيال الجديدة. يدور النجم النيوتروني الذي ظهر أثناء الانهيار بسرعة في الملايين من السنين الأولى ويتم ملاحظته كباعث متغير - نجم نابض. إذا تجاوزت كتلة النجم المنهار 2 شمسية بشكل كبير، فإن الضغط لا يتوقف عند مرحلة النجم النيوتروني، بل يستمر حتى ينخفض ​​نصف قطره إلى عدة كيلومترات. ثم تزداد قوة الجاذبية على السطح لدرجة أنه حتى شعاع الضوء لا يستطيع مغادرة النجم. ويسمى النجم الذي انهار إلى هذا الحد بالثقب الأسود. لا يمكن دراسة مثل هذا الجسم الفلكي إلا من الناحية النظرية، وذلك باستخدام النظرية النسبية العامة لأينشتاين. تظهر الحسابات أن ضغط الثقب الأسود غير المرئي يستمر حتى تصل المادة إلى كثافة عالية لا نهائية. انظر أيضًا بولسار؛ الثقب الأسود.

تحدث أشياء كثيرة مذهلة في الفضاء، ونتيجة لذلك تظهر نجوم جديدة، وتختفي النجوم القديمة، وتتشكل الثقوب السوداء. ومن الظواهر الرائعة والغامضة انهيار الجاذبية الذي ينهي تطور النجوم.

التطور النجمي هو دورة التغيرات التي يمر بها النجم طوال حياته (ملايين أو مليارات السنين). عندما ينفد الهيدروجين الموجود فيه ويتحول إلى هيليوم، يتشكل نواة الهيليوم، ويبدأ هو نفسه بالتحول إلى عملاق أحمر - نجم من الطبقات الطيفية المتأخرة ذو لمعان عالي. يمكن أن تصل كتلتها إلى 70 مرة كتلة الشمس. يُطلق على العمالقة الفائقة الساطعة اسم العمالقة الفائقة. بالإضافة إلى السطوع العالي، فهي تتميز بعمر قصير.

جوهر الانهيار

وتعتبر هذه الظاهرة نقطة النهاية لتطور النجوم التي يزيد وزنها عن ثلاث كتل شمسية (وزن الشمس). وتستخدم هذه الكمية في علم الفلك والفيزياء لتحديد وزن الأجسام الكونية الأخرى. يحدث الانهيار عندما تتسبب قوى الجاذبية في ضغط الأجسام الكونية الضخمة ذات الكتلة الكبيرة بسرعة كبيرة.

تحتوي النجوم التي تزن أكثر من ثلاث كتل شمسية على مادة كافية لتفاعلات نووية حرارية طويلة الأمد. عندما تنفد المادة، يتوقف التفاعل النووي الحراري، وتتوقف النجوم عن الاستقرار الميكانيكي. وهذا يؤدي إلى حقيقة أنها تبدأ في الضغط باتجاه المركز بسرعة تفوق سرعة الصوت.

النجوم النيوترونية

عندما تنقبض النجوم، يؤدي ذلك إلى خلق ضغط داخلي. وإذا نما بقوة كافية لوقف ضغط الجاذبية، فسيظهر نجم نيوتروني.

مثل هذا الجسم الكوني له بنية بسيطة. يتكون النجم من نواة مغطاة بقشرة، وهذه بدورها تتكون من الإلكترونات والنوى الذرية. يبلغ سمكه حوالي كيلومتر واحد وهو رقيق نسبيًا مقارنة بالأجسام الأخرى الموجودة في الفضاء.

وزن النجوم النيوترونية يساوي وزن الشمس. والفرق بينهما هو أن نصف قطرهما صغير - لا يزيد عن 20 كم. بداخلها، تتفاعل النوى الذرية مع بعضها البعض، وبالتالي تشكل المادة النووية. إن الضغط من جانبه هو الذي يمنع النجم النيوتروني من الانكماش أكثر. يتمتع هذا النوع من النجوم بسرعة دوران عالية جدًا. إنهم قادرون على القيام بمئات الثورات في ثانية واحدة. تبدأ عملية الولادة من انفجار سوبر نوفا، والذي يحدث أثناء انهيار جاذبية النجم.

المستعرات الأعظمية

انفجار المستعر الأعظم هو ظاهرة تغير حاد في سطوع النجم. ثم يبدأ النجم في التلاشي ببطء وتدريجيا. هكذا تنتهي المرحلة الأخيرة من انهيار الجاذبية. ويرافق الكارثة بأكملها إطلاق كمية كبيرة من الطاقة.

وتجدر الإشارة إلى أن سكان الأرض لا يمكنهم رؤية هذه الظاهرة إلا بعد وقوعها. يصل الضوء إلى كوكبنا بعد فترة طويلة من تفشي المرض. وقد تسبب هذا في صعوبات في تحديد طبيعة المستعرات الأعظم.

تبريد النجم النيوتروني

وبعد انتهاء انكماش الجاذبية الذي أدى إلى تكوين نجم نيوتروني، تكون درجة حرارته مرتفعة جدًا (أعلى بكثير من درجة حرارة الشمس). يبرد النجم بسبب تبريد النيوترينو.

وفي غضون دقيقتين، يمكن أن تنخفض درجة حرارتها 100 مرة. على مدى المائة عام القادمة - 10 مرات أخرى. وبعد أن ينخفض، تتباطأ عملية التبريد بشكل ملحوظ.

حد أوبنهايمر-فولكوف

فمن ناحية، يعكس هذا المؤشر أقصى وزن ممكن لنجم نيوتروني يتم عنده تعويض الجاذبية بغاز نيوتروني. وهذا يمنع انهيار الجاذبية من الانتهاء في ثقب أسود. ومن ناحية أخرى، فإن ما يسمى بحد أوبنهايمر-فولكوف هو أيضًا عتبة أقل لوزن الثقب الأسود الذي تشكل أثناء تطور النجوم.

بسبب عدد من الأخطاء، من الصعب تحديد القيمة الدقيقة لهذه المعلمة. ومع ذلك، فمن المقدر أن تكون في حدود 2.5 إلى 3 كتلة شمسية. في الوقت الحالي، يقول العلماء أن أثقل نجم نيوتروني هو J0348+0432. وزنه يزيد عن كتلتين شمسيتين. أخف ثقب أسود يزن 5-10 كتلة شمسية. ويقول علماء الفيزياء الفلكية إن هذه البيانات تجريبية وتتعلق فقط بالنجوم النيوترونية والثقوب السوداء المعروفة حاليا، وتشير إلى احتمال وجود نجوم أكثر ضخامة.

الثقوب السوداء

الثقب الأسود هو أحد أكثر الظواهر المدهشة الموجودة في الفضاء. وهي تمثل منطقة من الزمكان حيث لا تسمح الجاذبية لأي كائن بالهروب منها. حتى الأجسام التي يمكنها التحرك بسرعة الضوء (بما في ذلك كميات الضوء نفسها) غير قادرة على تركها. قبل عام 1967، كانت الثقوب السوداء تسمى "النجوم المتجمدة"، و"النجوم المنهارة"، و"النجوم المنهارة".

الثقب الأسود له عكسه. يطلق عليه الثقب الأبيض. كما تعلمون، من المستحيل الخروج من الثقب الأسود. وأما البياض فلا يمكن اختراقه.

بالإضافة إلى انهيار الجاذبية، يمكن أن يحدث تكوين ثقب أسود بسبب انهيار في مركز المجرة أو العين المجرية الأولية. هناك أيضًا نظرية مفادها أن الثقوب السوداء ظهرت نتيجة الانفجار الكبير، تمامًا مثل كوكبنا. يسميها العلماء الأولية.

هناك ثقب أسود واحد في مجرتنا، والذي، وفقا لعلماء الفيزياء الفلكية، تشكل نتيجة لانهيار جاذبية الأجسام فائقة الكتلة. ويقول العلماء أن مثل هذه الثقوب تشكل قلب العديد من المجرات.

يشير علماء الفلك في الولايات المتحدة إلى أنه قد يتم التقليل من حجم الثقوب السوداء الكبيرة بشكل كبير. وترتكز افتراضاتهم على حقيقة أنه لكي تصل النجوم إلى السرعة التي تتحرك بها عبر المجرة M87، التي تقع على بعد 50 مليون سنة ضوئية من كوكبنا، يجب أن تكون كتلة الثقب الأسود الموجود في مركز المجرة M87 على الأقل. 6.5 مليار كتلة شمسية. في الوقت الحالي، من المقبول عمومًا أن وزن أكبر ثقب أسود يبلغ 3 مليارات كتلة شمسية، أي أكثر من النصف.

توليف الثقب الأسود

وهناك نظرية مفادها أن هذه الأجسام قد تظهر نتيجة التفاعلات النووية. أطلق عليهم العلماء اسم الهدايا السوداء الكمومية. الحد الأدنى لقطرها هو 10 -18 م، وأصغر كتلة لها هي 10 -5 جم.

تم بناء مصادم الهادرونات الكبير لتصنيع الثقوب السوداء المجهرية. كان من المفترض أنه بمساعدتها سيكون من الممكن ليس فقط توليف ثقب أسود، ولكن أيضًا محاكاة الانفجار الكبير، مما سيجعل من الممكن إعادة إنشاء عملية تكوين العديد من الأجسام الفضائية، بما في ذلك كوكب الأرض. ومع ذلك، فشلت التجربة لأنه لم تكن هناك طاقة كافية لتكوين الثقوب السوداء.

من الناحية النظرية، يمكن لأي جسم كوني أن يتحول إلى ثقب أسود. على سبيل المثال، يحتاج كوكب مثل الأرض إلى الانكماش إلى نصف قطر بضعة ملليمترات، وهو أمر غير محتمل بالطبع من الناحية العملية. وفي العدد الجديد مع جائزة «التنوير»، تنشر T&P مقتطفًا من كتاب الفيزيائي إميل أحمدوف «حول ولادة وموت الثقوب السوداء»، والذي يشرح كيف تتحول الأجرام السماوية إلى ثقوب سوداء وما إذا كان من الممكن رؤيتها في الكون. السماء المرصعة بالنجوم.

كيف تتكون الثقوب السوداء؟

*إذا ضغطت قوة ما جسمًا سماويًا إلى نصف قطر شفارتزشيلد المطابق لكتلته، فسوف ينحني الزمكان كثيرًا بحيث لن يتمكن حتى الضوء من مغادرته. وهذا يعني أن الجسم سوف يتحول إلى ثقب أسود.

على سبيل المثال، بالنسبة لنجم كتلته كتلة الشمس، يبلغ نصف قطر شوارزشيلد حوالي ثلاثة كيلومترات. قارن هذه القيمة بالحجم الفعلي للشمس - 700000 كيلومتر. في الوقت نفسه، بالنسبة لكوكب له كتلة الأرض، فإن نصف قطر شوارزشيلد يساوي عدة ملليمترات.

[…]قوة الجاذبية وحدها هي القادرة على ضغط جسم سماوي إلى أحجام صغيرة مثل نصف قطر شفارتزشيلد*، حيث أن تفاعل الجاذبية وحده يؤدي حصريًا إلى الجذب، وفي الواقع يزداد بشكل غير محدود مع زيادة الكتلة. التفاعل الكهرومغناطيسي بين الجسيمات الأولية أقوى بعدة مرات من تفاعل الجاذبية. ومع ذلك، فإن أي شحنة كهربائية، كقاعدة عامة، يتم تعويضها بشحن العلامة المعاكسة. لا شيء يمكن أن يحمي شحنة الجاذبية - الكتلة.

كوكب مثل الأرض لا يتقلص تحت وزنه إلى أبعاد شفارتزشيلد المناسبة لأن كتلته لا تكفي للتغلب على التنافر الكهرومغناطيسي للنوى والذرات والجزيئات التي يتكون منها. والنجم مثل الشمس، كونه جسمًا أضخم بكثير، لا ينكمش بسبب الضغط الديناميكي الغازي القوي بسبب ارتفاع درجة الحرارة في أعماقه.

لاحظ أنه بالنسبة للنجوم الضخمة جدًا، التي تزيد كتلتها عن مائة شمس، لا يحدث الضغط بشكل رئيسي بسبب الضغط الخفيف القوي. بالنسبة للنجوم الأكبر من مائتي شمس، لا يكون الضغط الديناميكي للغاز ولا الضغط الخفيف كافيًا لمنع الانضغاط الكارثي (الانهيار) لمثل هذا النجم في ثقب أسود. ومع ذلك، أدناه سنناقش تطور النجوم الأخف.

ضوء وحرارة النجوم هما نتاج التفاعلات النووية الحرارية. ويحدث هذا التفاعل بسبب وجود ما يكفي من الهيدروجين في باطن النجوم وتكون المادة مضغوطة بشدة تحت ضغط كتلة النجم بأكملها. يتيح الضغط القوي التغلب على التنافر الكهرومغناطيسي للشحنات المتطابقة لنواة الهيدروجين، لأن التفاعل النووي الحراري هو اندماج نواة الهيدروجين في نواة الهيليوم، مصحوبا بإطلاق كبير للطاقة.

عاجلاً أم آجلاً، ستنخفض كمية الوقود النووي الحراري (الهيدروجين) بشكل كبير، وسيضعف الضغط الخفيف، وستنخفض درجة الحرارة. إذا كانت كتلة النجم صغيرة بما فيه الكفاية، مثل الشمس، فسوف يمر بمرحلة العملاق الأحمر ويصبح قزمًا أبيض.

إذا كانت كتلته كبيرة، فسيبدأ النجم في الانكماش تحت ثقله. سيكون هناك انهيار، والذي يمكننا رؤيته على أنه انفجار سوبر نوفا. وهذه عملية معقدة للغاية، وتتكون من مراحل عديدة، ولم تكن كل تفاصيلها واضحة للعلماء بعد، ولكن الكثير واضح بالفعل. ومن المعروف، على سبيل المثال، أن المصير المستقبلي للنجم يعتمد على كتلته في اللحظة التي تسبق الانهيار. يمكن أن تكون نتيجة هذا الضغط إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود، أو مزيجًا من العديد من هذه الأجسام والأقزام البيضاء.

"الثقوب السوداء هي نتيجة انهيار أثقل النجوم"

النجوم النيوترونية والأقزام البيضاء لا تنهار إلى ثقوب سوداء لأنها لا تمتلك كتلة كافية للتغلب على ضغط النيوترون أو غاز الإلكترون، على التوالي. وترجع هذه الضغوط إلى التأثيرات الكمومية التي تدخل حيز التنفيذ بعد ضغط قوي جدًا. إن مناقشة هذا الأخير لا تتعلق مباشرة بفيزياء الثقوب السوداء وهي خارج نطاق هذا الكتاب.

ومع ذلك، على سبيل المثال، إذا كان هناك نجم نيوتروني موجود في نظام نجمي ثنائي، فيمكنه جذب المادة من نجم مصاحب. في هذه الحالة، ستنمو كتلته، وإذا تجاوزت قيمة حرجة معينة، فسيحدث الانهيار مرة أخرى، وهذه المرة بتكوين ثقب أسود. يتم تحديد الكتلة الحرجة بشرط أن غاز النيوترون لا يخلق ضغطًا كافيًا لمنعه من المزيد من الضغط.

*هذا تقدير. القيمة الدقيقة لهذا الحد ليست معروفة بعد. - تقريبا. مؤلف.

لذا فإن الثقوب السوداء هي نتيجة انهيار أثقل النجوم. في الفهم الحديث، يجب أن تكون كتلة قلب النجم بعد احتراق الوقود النووي الحراري اثنتين ونصف على الأقل من الطاقة الشمسية*. لا توجد حالة معروفة لنا من المادة قادرة على خلق مثل هذا الضغط الذي من شأنه أن يمنع مثل هذه الكتلة الكبيرة من الضغط لتشكل ثقبًا أسود إذا تم حرق كل الوقود النووي الحراري. وسنناقش الحقائق التي تؤكد تجريبيًا القيد المذكور على كتلة النجم لتكوين ثقب أسود بعد قليل، عندما نتحدث عن كيفية اكتشاف علماء الفلك للثقوب السوداء. […]

أرز. 7. الفهم الخاطئ للانهيار من وجهة نظر مراقب خارجي باعتباره سقوطًا أبديًا متباطئًا بدلاً من تكوين أفق الثقب الأسود

فيما يتعلق بمناقشتنا، سيكون من المفيد استخدام مثال للتذكير بالترابط بين الأفكار والمفاهيم المختلفة في العلوم. قد تعطي هذه القصة للقارئ فكرة عن العمق المحتمل للقضية التي تتم مناقشتها.

ومن المعروف أن جاليليو توصل إلى ما يسمى الآن بقانون نيوتن للأطر المرجعية بالقصور الذاتي ردًا على انتقادات النظام الكوبرنيكي. وكان الانتقاد هو أن الأرض لا يمكنها أن تدور حول الشمس وإلا فلن نتمكن من البقاء على سطحها.

رداً على ذلك، جادل جاليليو بأن الأرض تدور حول الشمس بالقصور الذاتي. لكننا لا نستطيع التمييز بين الحركة بالقصور الذاتي والسكون، تمامًا كما لا نشعر بحركة القصور الذاتي للسفينة على سبيل المثال. وفي الوقت نفسه، لم يؤمن بوجود قوى الجاذبية بين الكواكب والنجوم، لأنه لم يؤمن بالعمل عن بعد، ولم يتمكن حتى من معرفة وجود الحقول. ولم أكن لأقبل مثل هذا التفسير المجرد في ذلك الوقت.

اعتقد جاليليو أن حركة القصور الذاتي لا يمكن أن تحدث إلا على طول منحنى مثالي، أي أن الأرض لا يمكنها التحرك إلا في دائرة أو في دائرة، يدور مركزها بدوره في دائرة حول الشمس. وهذا يعني أنه قد يكون هناك تداخل بين حركات القصور الذاتي المختلفة. يمكن جعل هذا النوع الأخير من الحركة أكثر تعقيدًا بإضافة المزيد من الدوائر إلى التركيبة. يسمى هذا الدوران بالحركة على طول أفلاك التدوير. وقد تم اختراعه لمواءمة النظام البطلمي مع المواقع المرصودة للكواكب.

بالمناسبة، في وقت إنشائه، وصف النظام الكوبرنيكي الظواهر المرصودة بشكل أسوأ بكثير من النظام البطلمي. وبما أن كوبرنيكوس كان يؤمن أيضًا بالحركة في دوائر مثالية فقط، فقد تبين أن مراكز مدارات بعض الكواكب تقع خارج الشمس. (وكان هذا الأخير أحد أسباب تأخر كوبرنيكوس في نشر أعماله. ففي نهاية المطاف، كان يؤمن بنظامه القائم على اعتبارات جمالية، ووجود إزاحات غريبة للمراكز المدارية خارج الشمس لا يتناسب مع هذه الاعتبارات).

ومن المفيد، من حيث المبدأ، أن نظام بطليموس يمكنه وصف البيانات المرصودة بأي دقة محددة مسبقًا - كان من الضروري فقط إضافة العدد المطلوب من أفلاك التدوير. ومع ذلك، على الرغم من كل التناقضات المنطقية في الأفكار الأولية لمبدعيه، فإن النظام الكوبرنيكي وحده هو الذي يمكن أن يؤدي إلى ثورة مفاهيمية في وجهات نظرنا حول الطبيعة - إلى قانون الجاذبية الكونية، الذي يصف حركة الكواكب وسقوطها. تفاحة على رأس نيوتن، وبعد ذلك إلى مفهوم المجال.

ولذلك، أنكر غاليليو حركة كبلر للكواكب على طول القطع الناقص. تبادل هو وكيبلر الرسائل التي كانت مكتوبة بنبرة عصبية إلى حد ما. هذا على الرغم من دعمهم الكامل لنفس النظام الكوكبي.

لذلك، اعتقد جاليليو أن الأرض تتحرك حول الشمس بالقصور الذاتي. من وجهة نظر ميكانيكا نيوتن، فهذا خطأ واضح، لأن قوة الجاذبية تعمل على الأرض. ومع ذلك، من وجهة نظر النظرية النسبية العامة، يجب أن يكون جاليليو على حق: بموجب هذه النظرية، تتحرك الأجسام الموجودة في مجال الجاذبية بالقصور الذاتي، على الأقل عندما يمكن إهمال جاذبيتها. وتحدث هذه الحركة على طول ما يسمى بالمنحنى الجيوديسي. في الفضاء المسطح، هذا مجرد خط عالمي مستقيم، ولكن في حالة وجود كوكب في النظام الشمسي، فهو خط عالمي جيوديسي يتوافق مع مسار بيضاوي، وليس بالضرورة دائريًا. ولسوء الحظ، لم يتمكن جاليليو من معرفة ذلك.

ومع ذلك، فمن المعروف من النظرية النسبية العامة أن الحركة تحدث على طول جيوديسية فقط إذا أمكن إهمال انحناء الفضاء بواسطة الجسم المتحرك نفسه (الكوكب) وافتراض أنه منحني حصريًا بواسطة مركز الجاذبية (الشمس). . يطرح سؤال طبيعي: هل كان غاليليو على حق فيما يتعلق بحركة الأرض بالقصور الذاتي حول الشمس؟ وعلى الرغم من أن هذا ليس سؤالا مهما، بما أننا نعرف الآن السبب الذي يجعل الناس لا يطيرون بعيدا عن الأرض، فقد يكون له علاقة بالوصف الهندسي للجاذبية.

كيف يمكنك "رؤية" الثقب الأسود؟

[…] دعونا ننتقل الآن إلى مناقشة كيفية ملاحظة الثقوب السوداء في السماء المرصعة بالنجوم. إذا كان الثقب الأسود قد استهلك كل المادة المحيطة به، فلا يمكن رؤيته إلا من خلال تشويه أشعة الضوء القادمة من النجوم البعيدة. وهذا هو، إذا كان هناك ثقب أسود في مثل هذا الشكل النقي ليس بعيدا عنا، فسنرى تقريبا ما يظهر على الغلاف. ولكن حتى بعد مواجهة مثل هذه الظاهرة، لا يمكن للمرء التأكد من أن هذا ثقب أسود، وليس مجرد جسم ضخم غير مضيء. يستغرق الأمر بعض العمل لتمييز أحدهما عن الآخر.

ومع ذلك، في الواقع، الثقوب السوداء محاطة بسحب تحتوي على جسيمات أولية وغبار وغازات ونيازك وكواكب وحتى نجوم. ولذلك، يلاحظ علماء الفلك شيئا مثل الصورة الموضحة في الشكل. 9. ولكن كيف يستنتجون أنه ثقب أسود وليس نجمًا من نوع ما؟

أرز. 9. الواقع أكثر واقعية، وعلينا أن نلاحظ الثقوب السوداء المحاطة بأجرام سماوية وغازات وسحب غبار مختلفة

للبدء، حدد منطقة بحجم معين في السماء المرصعة بالنجوم، عادة في نظام نجمي ثنائي أو في نواة مجرة ​​نشطة. تحدد أطياف الإشعاع المنبعثة منه كتلة المادة الموجودة فيه وسلوكها. بعد ذلك، تم تسجيل أن الإشعاع ينبعث من الجسم المعني، كما هو الحال من الجسيمات التي تسقط في مجال الجاذبية، وليس فقط من التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أحشاء النجوم. يحتوي الإشعاع، الذي هو، على وجه الخصوص، نتيجة الاحتكاك المتبادل للمادة التي تسقط على جرم سماوي، على إشعاع غاما أكثر نشاطًا بكثير من نتيجة التفاعل النووي الحراري.

"الثقوب السوداء محاطة بسحب تحتوي على جسيمات أولية، غبار، غازات، نيازك، كواكب وحتى نجوم."

إذا كانت المنطقة المرصودة صغيرة بما فيه الكفاية، وليست نجمًا نابضًا، وتتركز فيها كتلة كبيرة، فيمكن استنتاج أنها ثقب أسود. أولاً، من المتوقع نظريًا أنه بعد احتراق الوقود الاندماجي، لا توجد حالة في المادة يمكن أن تخلق ضغطًا يمكن أن يمنع انهيار الكثير من الكتلة في منطقة صغيرة جدًا.

ثانيًا، كما تم التأكيد عليه للتو، لا ينبغي للأجسام المعنية أن تكون نجومًا نابضة. النجم النابض هو نجم نيوتروني، على عكس الثقب الأسود، له سطح ويتصرف مثل مغناطيس كبير، وهي إحدى خصائص المجال الكهرومغناطيسي الأكثر دقة من الشحنة. النجوم النيوترونية، نتيجة لضغط قوي جدًا للنجوم الدوارة الأصلية، تدور بشكل أسرع، لأنه يجب الحفاظ على الزخم الزاوي. يؤدي هذا إلى إنشاء مثل هذه النجوم مجالات مغناطيسية تختلف بمرور الوقت. يلعب الأخير دورًا رئيسيًا في تكوين الإشعاع النابض المميز.

جميع النجوم النابضة التي تم العثور عليها حتى الآن لها كتلة أقل من اثنين ونصف من كتلة الشمس. مصادر إشعاع جاما النشطة المميزة التي تتجاوز كتلتها هذا الحد ليست نجومًا نابضة. وكما نرى، فإن حد الكتلة هذا يتزامن مع التنبؤات النظرية التي تم إجراؤها بناءً على حالات المادة المعروفة لنا.

كل هذا، على الرغم من أنه ليس ملاحظة مباشرة، إلا أنه يمثل حجة مقنعة إلى حد ما لصالح حقيقة أن الثقوب السوداء هي التي يراها علماء الفلك وليس أي شيء آخر. على الرغم من أن ما يمكن اعتباره ملاحظة مباشرة وما لا يمكن اعتباره سؤالًا كبيرًا. ففي النهاية، أنت أيها القارئ، لا ترى الكتاب نفسه، بل ترى فقط الضوء المنبعث منه. وفقط مزيج الأحاسيس اللمسية والبصرية يقنعك بحقيقة وجودها. وبنفس الطريقة، يتوصل العلماء إلى استنتاج حول حقيقة وجود هذا الكائن أو ذاك بناءً على مجمل البيانات التي يلاحظونها.

انهيار الجاذبية هو عملية سريعة لضغط المادة تحت تأثير جاذبيتها (انظر الجاذبية). في بعض الأحيان يُفهم انهيار الجاذبية على أنه ضغط غير محدود للمادة في ثقب أسود، وهو ما وصفته النظرية النسبية العامة (الانهيار النسبي).

تتعرض أجزاء من أي جسم لجاذبية متبادلة. ومع ذلك، في معظم الأجسام حجمها غير كاف للتسبب في الانهيار. بالنسبة لكتلة معينة من الجسم، كلما زاد مجال الجاذبية الداخلي، زادت كثافته، أي قلت أبعاده. لكي يصبح مجال الجاذبية ملحوظا، من الضروري ضغطه إلى كثافات هائلة.

لذا، على سبيل المثال، لكي يحدث انهيار الجاذبية للأرض، يجب أن تزيد كثافتها إلى جرام/سم3، أي أعلى بتريليونات المرات من الكثافة النووية. ومع ذلك، مع زيادة الكتلة، يزداد أيضًا مجال الجذب الداخلي وتقل قيمة الكثافة الكافية للانهيار.

في الأجسام الضخمة مثل النجوم، يصبح دور قوى ضغط الجاذبية حاسمًا. تسبب هذه القوى نفسها ضغطًا على السحب الغازية أثناء تكوين النجوم والمجرات. مثل هذا الضغط له طابع السقوط الغريب لجزيئات الغاز باتجاه مركز النجم أو المجرة المتكونة. وبهذا المعنى، يتحدثون عن انهيار الجاذبية للنجوم الأولية والمجرات الأولية.

ويرتبط وجود النجوم بالتجاذب المتبادل لذراتها، أما في النجوم العادية فإن هذا التجاذب يتوازن مع الضغط الداخلي للمادة مما يضمن استقرارها. عند درجات الحرارة العالية والكثافات المميزة لداخل النجوم، تتأين ذرات المادة ويتم تحديد ضغط المادة من خلال حركة الإلكترونات والأيونات الحرة. في المراحل الرئيسية والأطول من تطور النجوم، تكون هذه الحركة حرارية. ويدعمه إطلاق الطاقة أثناء تفاعلات الاندماج النووي الحراري (انظر النجوم). ومع ذلك، فإن إمدادات الوقود النووي الحراري في النجوم محدودة ويتم تحديد المصير النهائي للنجوم من خلال إمكانية موازنة قوى ضغط الجاذبية وضغط مادة التبريد للنجم الذي استنفد كامل مخزونه من الطاقة الحرارية. تتحقق ظروف التوازن هذه في القزم الأبيض أو في النوى المتدهورة للنجوم التي تقل كتلتها عن 5-10 كتلة شمسية، حيث يتم مقاومة ضغط الجاذبية عن طريق ضغط الإلكترون. ولكن في القزم الأبيض أو النواة المتدهورة لنجم ذي كتلة أعلى، تصبح كثافة الإلكترونات عالية جدًا بحيث يبدو أنها مضغوطة في القلب، وتتفاعل مع المادة النووية، وتتحول إلى نيوترينوات. يؤدي التقاط النوى للإلكترونات إلى انخفاض ضغط الإلكترون الذي يقاوم ضغط الجاذبية، ويحدث انهيار الجاذبية.

يصاحب انهيار الجاذبية في القزم الأبيض أو النواة النجمية المتدهورة المزيد من الإلكترونات التي تلتقطها النوى وإشعاع النيوترينو المكثف، الذي يحمل تقريبًا كل طاقة ضغط الجاذبية. يصبح ضغط الإلكترون أقل وأقل، وبالتالي فإن الضغط يمثل سقوطًا حرًا للمادة باتجاه مركز النجم. في نهاية المطاف، تتكون المادة المنهارة من النيوترونات فقط. يمكن للضغط الناتج للمادة النيوترونية أن يوازن قوى ضغط الجاذبية، وسينتهي انهيار الجاذبية بتكوين نجم نيوتروني. يمكن لإشعاع النيوترينو أثناء الانهيار إلى نجم نيوتروني أن يوفر نقلًا فعالاً للطاقة إلى الطبقات الخارجية للنجم المنهار، وهو ما يكفي لإطلاقها بطاقة حركية عالية؛ في هذه الحالة، لوحظ انفجار سوبر نوفا.

ومع ذلك، فإن الانهيار الجاذبي للنجوم الضخمة التي تزيد كتلتها عن 5-10 كتلة شمسية لا ينتهي عند مرحلة النجم النيوتروني. مع زيادة كتلة النجم النيوتروني، تزداد كثافة مادته، ولا يعد تنافر النيوترونات قادرًا على توفير مقاومة فعالة لضغط الجاذبية. ويتحول الانهيار إلى انهيار الجاذبية النسبية، ويتشكل ثقب أسود. إن وجود الكتلة القصوى للقزم الأبيض المستقر والنجم النيوتروني يعني أن النجوم الضخمة (التي تبلغ كتلتها 10 أضعاف كتلة الشمس) ستنتهي حتماً وجودها في عملية انهيار الجاذبية النسبية.

إن انهيار الجاذبية إلى ثقب أسود هو ظاهرة تصبح فيها تأثيرات النسبية العامة هي المهيمنة. يحدث الانهيار نفسه كسقوط حر باتجاه مركز الثقب الأسود الناتج، ولكن وفقًا لقوانين النسبية العامة، سيرى الراصد البعيد هذا السقوط كما لو كان في تصوير بالحركة البطيئة بشكل متزايد: بالنسبة له، ستستمر عملية الانهيار إلى أجل غير مسمى. عند الانهيار في ثقب أسود، تتغير الخصائص الهندسية للمكان والزمان. وتبين أن انحناء أشعة الضوء قوي للغاية بحيث لا يمكن لأي إشارة أن تترك سطح الجسم المنهار. المادة التي تقع تحت نصف قطر الثقب الأسود معزولة تمامًا عن بقية العالم، ومع ذلك، تستمر في التأثير على البيئة من خلال مجال جاذبيتها.

انهيار الجاذبية
الضغط والتفكك السريع للسحابة أو النجم بين النجوم تحت تأثير جاذبيته. يعد انهيار الجاذبية ظاهرة فيزيائية فلكية مهمة جدًا؛ فهو يشارك في تكوين النجوم وعناقيد النجوم والمجرات وفي موت بعضها. يوجد في الفضاء بين النجوم العديد من السحب التي تتكون أساسًا من الهيدروجين بكثافة تقريبية. 1000 سم3 مقاسات من 10 إلى 100 ش سنين. يتغير هيكلها، وعلى وجه الخصوص، كثافتها باستمرار تحت تأثير الاصطدامات المتبادلة، والتسخين بواسطة الإشعاع النجمي، وضغط المجالات المغناطيسية، وما إلى ذلك. عندما تصبح كثافة السحابة أو جزء منها كبيرة جدًا بحيث تتجاوز الجاذبية ضغط الغاز، تبدأ السحابة في الانكماش بشكل لا يمكن السيطرة عليه - فتنهار. تصبح عدم تجانس الكثافة الأولية الصغيرة أقوى أثناء عملية الانهيار؛ ونتيجة لذلك، تتفتت السحابة، أي. ينقسم إلى أجزاء، كل منها يستمر في الانكماش. بشكل عام، عندما يتم ضغط الغاز، ترتفع درجة حرارته وضغطه، مما قد يمنع المزيد من الضغط. ولكن على الرغم من أن السحابة شفافة بالنسبة للأشعة تحت الحمراء، إلا أنها تبرد بسهولة، ولا يتوقف الضغط. ومع ذلك، مع زيادة كثافة الشظايا الفردية، يصبح تبريدها أكثر صعوبة ويوقف الضغط المتزايد الانهيار - هذه هي الطريقة التي يتشكل بها النجم، وتشكل مجموعة شظايا السحابة بأكملها التي تحولت إلى نجوم عنقودًا نجميًا. يستمر انهيار السحابة إلى نجم أو عنقود نجمي حوالي مليون سنة - بسرعة نسبية على المستوى الكوني. بعد ذلك، تحافظ التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أحشاء النجم على درجة الحرارة والضغط، مما يمنع الضغط. خلال هذه التفاعلات، تتحول العناصر الكيميائية الخفيفة إلى عناصر أثقل، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة هائلة (على غرار ما يحدث عندما تنفجر قنبلة هيدروجينية). وتترك الطاقة المنبعثة النجم على شكل إشعاع. تبعث النجوم الضخمة إشعاعات شديدة للغاية وتحرق "وقودها" في بضع عشرات الملايين من السنين فقط. تمتلك النجوم ذات الكتلة المنخفضة ما يكفي من الوقود لتدوم مليارات السنين من الاحتراق البطيء. عاجلاً أم آجلاً، ينفد الوقود من أي نجم، وتتوقف التفاعلات النووية الحرارية في القلب، ويُحرم من مصدر الحرارة، ويظل تحت رحمة جاذبيته، مما يؤدي بلا هوادة إلى موت النجم.
انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة.إذا كانت كتلة النجم المتبقية، بعد فقدان الغلاف، أقل من 1.2 شمسية، فإن انهيار جاذبيته لا يذهب بعيدًا: فحتى النجم المنكمش المحروم من مصادر الحرارة يكتسب قدرة جديدة على مقاومة الجاذبية. عند كثافة المادة العالية، تبدأ الإلكترونات في تنافر بعضها البعض بشكل مكثف؛ وهذا لا يرجع إلى شحنتها الكهربائية، بل إلى خواصها الميكانيكية الكمومية. ويعتمد الضغط الناتج فقط على كثافة المادة ولا يعتمد على درجة حرارتها. يسمي الفيزيائيون خاصية انحطاط الإلكترونات هذه. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يمكن لضغط المادة المتحللة أن يقاوم الجاذبية. يتوقف انكماش النجم عندما يصبح بحجم الأرض تقريبًا. تسمى هذه النجوم بالأقزام البيضاء لأنها تتألق بشكل ضعيف، ولكن بعد الضغط مباشرة يكون لها سطح ساخن (أبيض). ومع ذلك، فإن درجة حرارة القزم الأبيض تنخفض تدريجيا، وبعد عدة مليارات من السنين، يصعب بالفعل ملاحظة هذا النجم: يصبح جسما باردا وغير مرئي.
انهيار النجوم الضخمة.فإذا كانت كتلة النجم أكثر من 1.2 شمسية، فإن ضغط الإلكترونات المتحللة لن يكون قادرا على مقاومة الجاذبية، ولا يمكن للنجم أن يصبح قزما أبيض. ويستمر انهيارها الذي لا يمكن السيطرة عليه حتى تصل المادة إلى كثافة مماثلة لكثافة النوى الذرية (حوالي 3*1014 جم/سم3). وفي هذه الحالة، تتحول معظم المادة إلى نيوترونات، والتي تتحلل، مثل الإلكترونات الموجودة في القزم الأبيض. يمكن لضغط المادة النيوترونية المتحللة أن يوقف تقلص النجم إذا كانت كتلته لا تتجاوز كتلتين شمسيتين تقريبًا. يبلغ قطر النجم النيوتروني الناتج حوالي كاليفورنيا فقط. 20 كم. عندما يتوقف الانكماش السريع لنجم نيوتروني فجأة، تتحول كل الطاقة الحركية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة إلى مئات المليارات من الكلفن. ونتيجة لذلك، يحدث توهج عملاق للنجم، ويتم التخلص من طبقاته الخارجية بسرعة عالية، ويزداد اللمعان عدة مليارات من المرات. يطلق علماء الفلك على هذا اسم "انفجار المستعر الأعظم". وبعد حوالي عام، يتناقص سطوع منتجات الانفجار، ويبرد الغاز المنبعث تدريجيًا، ويختلط مع الغاز بين النجوم، وفي العصور اللاحقة يصبح جزءًا من نجوم الأجيال الجديدة. يدور النجم النيوتروني الذي ظهر أثناء الانهيار بسرعة في الملايين من السنين الأولى ويتم ملاحظته كباعث متغير - نجم نابض. إذا تجاوزت كتلة النجم المنهار 2 شمسية بشكل كبير، فإن الضغط لا يتوقف عند مرحلة النجم النيوتروني، بل يستمر حتى ينخفض ​​نصف قطره إلى عدة كيلومترات. ثم تزداد قوة الجاذبية على السطح لدرجة أنه حتى شعاع الضوء لا يستطيع مغادرة النجم. ويسمى النجم الذي انهار إلى هذا الحد بالثقب الأسود. لا يمكن دراسة مثل هذا الجسم الفلكي إلا من الناحية النظرية، وذلك باستخدام النظرية النسبية العامة لأينشتاين. تظهر الحسابات أن ضغط الثقب الأسود غير المرئي يستمر حتى تصل المادة إلى كثافة عالية لا نهائية.
أنظر أيضابولسار؛ الثقب الأسود .
الأدب
شكلوفسكي آي إس، النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم. م، 1984

موسوعة كولير. - المجتمع المفتوح. 2000 .

تعرف على معنى "انهيار الجاذبية" في القواميس الأخرى:

العملية هيدروديناميكية. ضغط الجسم تحت تأثيره. قوى الجاذبية. هذه العملية في الطبيعة ممكنة فقط في الأجسام الضخمة إلى حد ما، وخاصة النجوم. شرط ضروري لـ G. K. انخفاض المرونة في VA داخل النجم إلى سرب يؤدي إلى ... ... الموسوعة الفيزيائية

ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. يمكن لانهيار الجاذبية أن ينهي تطور النجوم التي تتجاوز كتلتها كتلتين شمسيتين. وبعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم تفقد... ... القاموس الموسوعي

نموذج لآلية انهيار الجاذبية انهيار الجاذبية هو ضغط سريع بشكل كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. الجاذبية ل... ويكيبيديا

ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير قوى الجاذبية. تطور النجوم التي تزيد كتلتها عن كتلتين شمسيتين يمكن أن ينتهي بانهيار الجاذبية. وبعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم تفقد... ... القاموس الفلكي

انهيار الجاذبية- (من الجاذبية واللات. الانهيار الساقط) (في الفيزياء الفلكية وعلم الفلك) ضغط سريع كارثي للنجم في المراحل الأخيرة من التطور تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة به، متجاوزًا قوى الضغط الضعيفة للغاز الساخن (المادة) .. .... بدايات العلوم الطبيعية الحديثة

شاهد انهيار الجاذبية.. الموسوعة السوفيتية الكبرى

ضغط سريع كارثي للأجسام الضخمة تحت تأثير الجاذبية. قوة قد ينهي GK تطور النجوم بكتلة St. كتلتين شمسيتين. وبعد استنفاد الوقود النووي في مثل هذه النجوم تفقد خصائصها الميكانيكية. الاستدامة و... علم الطبيعة. القاموس الموسوعي

شاهد انهيار الجاذبية... القاموس الموسوعي الكبير

شاهد انهيار الجاذبية. * * * انهيار الجاذبية انهيار الجاذبية، انظر انهيار الجاذبية (انظر انهيار الجاذبية) ... القاموس الموسوعي

كتب

• رؤية أينشتاين. ، ويلر ج.أ. ، كتاب الفيزيائي الأمريكي المتميز D. A. Wheeler مخصص للعرض الأولي للديناميكا الهندسية - تجسيد حلم أينشتاين "لتحويل كل الفيزياء إلى هندسة". يبدأ المؤلف ب... التصنيف: الرياضيات والعلومالسلسلة: الناشر: