гравитационное сжатие что такое

5.4. Происхождение и эволюция звёзд

«Фея» в Туманности Орла

Туманность Конская Голова

Типичным примером газопылевой туманности, в которой в будущем возможно звёздообразование, является Конская Голова — тёмная туманность в созвездии Ориона. Туманность приблизительно 3,5 световых года в диаметре и является частью Облака Ориона, огромного газопылевого комплекса звездообразования, который окружает расположенную на расстоянии около 1500 св. лет Туманность Ориона.

«Столпы творения» в ИК-диапазоне (Туманность Орла)

Конская Голова – одна из наиболее известных туманностей, видна как тёмное пятно в форме конской головы на фоне красного свечения, которое объясняется ионизацией водородного газа, находящегося за туманностью, под действием излучения от ближайшей яркой звезды ζ Ориона. Тёмный фон туманности возникает в основном за счет поглощения света плотным слоем пыли.

Глобулы в созвездии Центавра

Ядро, находящееся в гидростатическом равновесии, медленно сжимается и разогревается до тех пор, пока не начнутся термоядерные реакции. Выделяющаяся в термоядерных реакциях энергия нагревает вещество ядра, давление увеличивается, и сжатие ядра прекращается. Образовавшаяся звезда начинает спокойную эволюцию на стадии Главной последовательности. При сжатии ядра протозвезды увеличивается его скорость вращения, в конце концов наступит момент, когда сжатие на экваторе остановится. Но при наличии магнитного поля, выходящего из ядра в оболочку, угловой момент ядра посредством магнитного поля может передаваться оболочке, благодаря чему сжатие ядра не прекращается. При этом оболочка из-за вращения принимает форму диска. При достаточно быстром вращении газового облака ядро не образуется, а всё вещество собирается в диске. Диск может распасться на две или большее число частей, из которых впоследствии образуются двойные или кратные звёзды.

5.4.2. Звёзды-коконы

Объект Беклина – Нейгебауэра

При достаточно большой начальной массе фрагмента превращение в звезду может произойти и до окончания стадии аккреции. В этом случае ядро наберёт достаточную для начала термоядерных реакций массу, хотя ещё значительная часть вещества находится в оболочке. Возросшее излучение звезды (давление света) остановит дальнейшую аккрецию, и вокруг звезды останется плотная оболочка – кокон. Звёзды-коконы перерабатывают горячее излучение находящейся внутри них протозвезды в мощное ИК-излучение. Примером звезды-кокона служит объект Беклина – Нейгебауэра (Becklin – Neugebauer Object) в туманности Ориона. Он находится в центре компактного и очень плотного скопления протозвёзд. Из них он наиболее массивный: звезда внутри кокона имеет массу около восьми солнечных. Её светимость близка к 2 тыс. солнечных, а температура излучения кокона около 600 К. Объект Беклина – Нейгебауэра открыт двумя астрономами, имена которых он носит, в 1966 г. как мощный ИК источник. Сейчас известно уже более 250 объектов такого типа. Температура их пылевых коконов 300–600 К. Некоторые из них своим излучением уже почти разрушили коконы: наблюдения показывают, что их вещество расширяется со скоростью 10–15 км/с.

5.4.3. Эруптивные переменные звёзды

Характеристики звёзд типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS), или эруптивных переменных звёзд, являются отражением переходных нестационарных процессов, происходящих на стадии сжатия звезды к стадии Главной последовательности. TTS – это молодые переменные звёзды с массой Звёзды типа Т Тельца выделены в отдельный класс астрофизических объектов по характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы. В спектрах таких звёзд присутствуют линии лития. Поскольку этот элемент выгорает при сравнительно низких температурах (1–2 млн. К), то можно полагать, что в звёздах типа Т Тельца термоядерные реакции ещё не начались, поскольку температура в их недрах недостаточно высока. Переменность такой звёзды проявляется в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества — эрупциями. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звёзды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью, обычно в области поздних спектральных классов G – M. Звёзды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звёзд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по-видимому, является причиной хаотической её переменности. Отсюда следует, что звёзды типа Т Тельца — самые молодые образования, которые уже можно считать звёздами. Кроме переменных типа Т Тельца принято выделять вспыхивающие звёзды типа UV Кита и фуоры (звёзды типа FU Ориона), которые находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.

5.4.4. Стадия Главной последовательности

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Внутреннее строение звезд поздних спектральных классов (G, K, M): а – Солнце; б – звезда в нижней части Главной последовательности

От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды, а также темп энерговыделения. Условия в недрах звезд классов G, K, M (у Солнца – в том числе) таковы, что выделение ядерной энергии у них происходит в основном в результате протон-протонной реакции (см. раздел 3.10.1). Мощность энерговыделения при этом типе реации E

Внутреннее строение звезды раннего спектрального класса

Выделение энергии при углеродном цикле E

5.4.5. Фаза красного гиганта

Звезда находится на Главной последовательности до тех пор, пока происходит выгорание водорода в ее центральном ядре. Постепенное преобразование водорода в гелий в ядре звезды приводит к увеличению молекулярного веса его вещества, а значит – к уменьшению давления, а затем к сжатию ядра, увеличению его температуры и, следовательно, светимости всей звезды. Общий радиус звезды при этом тоже увеличивается, а эффективная температура – падает.

Внутреннее строение красного гиганта

Эволюционные треки звезд с различными массами (от 0,8 до 60 ℳ_☉) от Главной последовательности до красного гиганта на диаграмме спектр-светимость

Далее, когда заканчивается водород в центральной части звезды, она испытывает гравитационное сжатие в течение непродолжительного времени. Температура, давление в ядре звезды и её светимость возрастают. При данных условиях гелий еще не может вступить в термоядерный синтез, однако этого достаточно, чтобы вступил в такую реакцию водород, находящийся в тонком слое, окружающем гелиевое ядро звезды. После того, как это происходит, сильно увеличивается общий размер звезды, а эффективная температура падает. В результате у звезды возникает гигантская конвективная зона (по размеру примерно 90% от радиуса). Звезда вступает в стадию так называемого красного гиганта. Наше Солнце тоже ожидает переход в стадию красного гиганта. Произойдет это, когда Солнцу будет, по разным оценкам, от 9 до 13 млрд. лет. Сейчас ему около 4,7 млрд. лет; водорода в центре 35% (в начале эволюции было

Яркость Солнца возрастёт на 10% в течение ближайших 1,1 млрд. лет и ещё на 40% в течение следующих 3,5 млрд. лет. Согласно некоторым климатическим моделям, увеличение количества солнечного излучения, падающего на поверхность Земли, приведёт к катастрофическим последствиям, включая возможность полного испарения всех океанов. К этому моменту Солнце увеличится в диаметре на величину, равную примерно 99% нынешней дистанции до орбиты Земли (1 а. е.). Однако к тому времени орбита Земли может увеличиться до 1,7 а. е., поскольку ослабнет притяжение Солнца из-за уменьшения его массы. И хотя Земля (возможно) сможет избежать поглощения внешними оболочками Солнца, большая часть живых организмов (если не все) исчезнет в результате катастрофической близости к звезде.

Стадия красного гиганта, когда водород горит в слое, окружающем ядро, продлится у Солнца примерно 500 млн. лет. Затем последует быстрая (

T 30 ), то иногда оно носит характер взрыва с резким расширением оболочек звезды и возможной потерей массы, после чего светимость резко падает, гелиевое ядро опять сжимается и т. д. Такое явление получило название гелиевая вспышка. Помимо указанной реакции образования углерода из гелия возможны и другие реакции, которые требуют все более и более высокой температуры (T > 1,5 × 10 8 К): 12 C + 4 He → 16 O + γ, 16 O + 4 He → 20 Ne + γ, 20 Ne + 4 He → 24 Mg + γ.

Центральная часть массивной звезды в конечной стадии эволюции

5.4.6. Цефеиды

Кривая блеска δ Цефея

5.4.7. Возможные пути эволюции красного гиганта (сверхгиганта)

Пути эволюции звёзд

5.4.8. Белые карлики и планетарные туманности

Внутреннее строение белого карлика

Субраманьян Чандрасекар (1910 – 1995)

Вследствие малых размеров, несмотря на высокую эффективную температуру (вплоть до 70000 К), белые карлики имеют низкую светимость. Поскольку белые карлики лишены внутренних источников энергии, они, медленно остывая, постепенно излучают запасенную тепловую энергию. Светимость и температура их медленно снижается: известны, например, белые карлики с T_эфф ≈ 5000 К. Рассчитано, что светимость L ≈ 0,001L_☉ соответствует возрасту примерно 10 9 лет. Примечателен вид спектров белых карликов. Спектральные линии (в основном – гелия) их сильно уширены из-за большого давления и имеют заметное гравитационное красное смещение. Предельная масса белого карлика определяется пределом Чандрасекара: ℳ_Ch = 1,44ℳ_☉.

Планетарная туманность Кошачий Глаз (NGC 6543)

При М > M_Ch белый карлик вообще не может существовать как устойчивый объект, т.к. сила давления вырожденного газа оказывается неспособной противостоять гравитации, и звезда должна быстро сжиматься. Такой коллапс в некоторых случаях может приводить к возникновению нейтронной звезды. Если сброс оболочки красного гиганта происходит очень быстро, то в результате образуется так называемая планетарная туманность. Она выглядит как кольцеобразная, быстро расширяющаяся газовая оболочка, окружающая яркую и горячую звезду в центре. Центральная звезда – не что иное, как белый карлик – раскаленное ядро бывшего красного гиганта.

5.4.9. Сверхновые звёзды. Сверхновые типа Ia и II

Сверхновая в галактике NGC 4526

Кривые блеска сверхновых звёзд

Исторически сверхновые (supernova, SN) были разделены на два типа в зависимости от их спектра. В спектре сверхновых типа I нет линий водорода, а типа II – есть. Со временем эти две группы разделили на подклассы. К типу I относят богатые кремнием SN типа Ia, богатые гелием SN типа Ib, а также те, в спектрах которых нет ни гелия, ни кремния (тип Ic). Сверхновые типа II разделяют на II-P, в кривых блеска которых наблюдается протяжённые (

100 сут) «плато», на II-L, кривые блеска которых линейно убывают со временем, и на II-n, в спектрах которых наблюдаются узкие линии. Сверхновая звезда типа Іа (SN Ia) – это т. н. термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы, либо это конечный продукт эволюции молодых массивных звёзд типа Вольфа – Райе. Механизм вспышки SN Ia заключается в следующем. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 10 8 K, возникают условия для термоядерного «поджигания» углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению энергии, необходимой для сброса оболочки сверхновой.

SN 1572 (сверхновая Тихо Браге)

SN 1604 (сверхновая Кеплера)

Характерная черта сверхновых типа Ia — сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их максимуме. После открытия этого факта стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свеч. Поскольку причиной взрыва сверхновой типа Ia, как правило, является процесс перетекания вещества с красного гиганта на белый карлик, а предельная масса равна пределу Чандрасекара, то при взрывах сверхновых такого типа происходит выделение примерно одной и той же световой энергии. Наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую же звёздную величину сверхновая имела в максимуме, а значит — и определить расстояние. В среднем в одной галактике сверхновые типа Ia вспыхивают 1 раз в 500 лет. Наиболее известными сверхновыми типа Ia в нашей Галактике являются SN 1572 и SN 1604. SN 1572 или сверхновая Тихо Браге вспыхнула в созвездии Кассиопеи в ноябре 1572 года. В 1952 году на месте вспышки был найден источник радиоизлучения. В 1960 году остаток сверхновой был найден в оптическом диапазоне. SN 1604 или сверхновая Кеплера вспыхнула в 1604 году в созвездии Змееносца, приблизительно в 6000 парсеках от Солнечной системы. Максимальная видимая звёздная величина достигла −2,5.

Сверхновые типа II. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино, так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью.

Принято считать, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 10ℳ_☉. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности. Примером сверхновой типа II служит SN 1987A, вспыхнувшая в галактике Большое Магелланово Облако приблизительно в 50 кпк от Солнца. Свет вспышки достиг Земли 23 февраля 1987. В максимуме она была видна невооружённым глазом, при этом пиковая видимая звёздная величина составила +3. Это самая близкая вспышка сверхновой со времён изобретения телескопа.

Важнейшей особенностью вспышек сверхновых звезд является мощный поток нейтрино, которые возникают в результате слабого взаимодействия протонов и электронов (p + e – → n + ν). Оболочки таких звёзд, рассеянные взрывом, образуют различного вида расширяющиеся туманности, которые затем хорошо наблюдаются в различных диапазонах длин волн (ярчайший пример – Крабовидная туманность). Крабовидная туманность (M1, NGC 1952) — это газообразная туманность в созвездии Тельца. Она расположена на расстоянии около 6500 св. лет от Земли, имеет диаметр в 6 св. лет и расширяется со скоростью 1000 км/с. Крабовидная туманность является остатком сверхновой, взорвавшейся, согласно записям арабских и китайских астрономов, 4 июля 1054 года. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время. В центре туманности находится нейтронная звезда.

Фактически вся звёздная эволюция может рассматриваться как своеобразный процесс нейтронизации первоначально почти протонного вещества. В чистом водороде число нейтронов равно нулю. В исходной для современного звёздообразования смеси водорода с 10% (по числу атомов) гелия на 9 протонов приходится 1 α-частица, т. е. отношение числа нейтронов к протонам равно 2/13. Превращение водорода в гелий увеличивает это отношение до 1/2. В конце эволюции звёзд при очень больших плотностях захваты электронов ядрами приводят к нейтронизации вещества – электроны как бы «вдавливаются» в протоны. Нейтроны при таких гравитационных силах являются уже стабильными частицами (не подвержены β-распаду).

Изолированная нейтронная звезда RX J18565-3754 (созвездие Южной Короны)

5.4.11. Пульсары

В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое электромагнитное излучение в радиодиапазоне, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом чётких импульсов (Нобелевская премия 1974 года). Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами (pulse + star). Периоды известных пульсаров заключены в пределах от 0,0015 до 4,3 с. В настоящее время известно более 1000 пульсаров. Расстояния до пульсаров в среднем составляет 3 кпк, т. е. пульсары принадлежат нашей Галактике и концентрируются в её плоскости.

Схема формирования нетеплового излучения пульсара

Пульсарный эффект обусловлен сочетанием быстрого вращения и нетеплового излучения нейтронных звёзд. При сжатии до размеров нейтронной звезды её вращение, в силу закона сохранения момента количества движения, ускоряется до нескольких сотен оборотов в секунду. Промежуток времени между последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды.

Пульсар в созвездии Паруса

Эффект пульсара объясняется периодическим прохождением через наблюдателя узконаправленного конуса излучения, формирующегося вблизи поверхности вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем. Поскольку напряжённость магнитного поля нейтронной звезды у её магнитных полюсов составляет 10 12 –10 13 Э, то большие и быстро вращающиеся магнитные поля индуцируют в магнитосфере пульсара сильные электрические поля, ускоряющие заряженные частицы до ультрарелятивистских энергий. Эти частицы, в свою очередь, создают нетепловое синхротронное излучение пульсара, которое и непосредственно наблюдается с периодом, равным периодом вращения нейтронной звезды. Поскольку кинетическая энергия пульсара трансформируется в электромагнитное излучение, то происходит его торможение и увеличения периода «пульсаций». Этот эффект подтверждён наблюдениями.

5.4.12. Гамма-всплески

Гамма-всплески – это гигантские выбросы электромагнитного излучения гамма-диапазона вдоль некоторого направления в пространстве, наблюдаемые в удалённых галактиках. Гамма-всплески принято подразделять на короткие и более длительные. Длительные гамма-всплески (продолжительностью более 2 секунд) принято связывать со вспышками сверхновых, короткие – со слиянием двойных нейтронных звёзд. Дополнительная литература: С. Чандрасекар. О звёздах, их эволюции и устойчивости V. Trimble. 1987A: the greatest supernova since Kepler А.Ю. Потехин. Физика нейтронных звёзд Д.Г. Яковлев, П. Хэнсель, Г. Бейм, К. Петик. Л.Д. Ландау и концепция нейтронных звёзд

Источник

Гравитационное сжатие

Гравитационное сжатие — это внутренний процесс звезды (наряду с термоядерной реакцией) за счёт которого выделяется её внутренняя энергия.

Пусть в некоторый момент времени из-за охлаждения звез­ды температура в её центре несколько понизится. Давление в центре тоже понизится, и уже не будет компенсировать вес вы­шележащих слоёв. Силы гравитации начнут сжимать звезду. При этом потенциальная энергия системы уменьшится (так как потенциальная энергия отрицательна, то её модуль уве­личится). Из формулы внутренней энергии звезды (V = 3GM 2 _*ρ̅ / 2r_*ρ_ц) видно, что при этом внутренняя энергия, а значит, и температура внутри звезды увеличатся. Но на повышение тем­пературы потратится только половина выделившейся потенци­альной энергии, другая половина пойдёт на поддержание из­лучения звезды.

Теорема вириала утверждает, что потенци­альная энергия по модулю в 2 раза больше кинетической энер­гии любой системы, в которой действуют гравитационные си­лы. Поскольку в случае звезды кинетическая энергия — это сумма кинетических энергий частиц идеального газа, или внутренняя энергия газа, то ясно, что при сжатии звезды по­ловина выделившейся за счёт сжатия гравитационной энергии расходуется на поддержание светимости, а половина — на уве­личение запаса внутренней энергии (повышение температуры). Это означает, что за 10 8 лет радиус Солнца должен был умень­шиться примерно в 2 раза. При этом температура поверхнос­ти Солнца должна была существенно увеличиться, что проти­воречит геологическим данным, согласно которым средняя тем­пература на Земле не менялась на протяжении 1,5 • 10 9 лет, т. е. гравитационное сжатие не может поддерживать свечение Солнца на протяжении достаточно большого промежутка вре­мени. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

Другое положение для белых карликов. Эти звезды имеют радиусы и светимости, примерно в 100 раз меньшие солнеч­ных. Очевидно, что время сжатия (а следовательно, время, в течение которого сжатие может служить основным источни­ком энергии) на 4—6 порядков больше, т. е. достигает 10 12 —10 14 лет, что больше современного возраста Вселенной.

Аналогичная ситуация, т. е. ситуация, когда гравитацион­ное сжатие является существенным или даже единственным источником энергии, возникает на некоторых этапах эволю­ции звёзд.

Источник

ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС

ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС, быстрое сжатие и распад межзвездного облака или звезды под действием собственной силы тяготения. Гравитационный коллапс – очень важное астрофизическое явление; он участвует как в формировании звезд, звездных скоплений и галактик, так и в гибели некоторых из них.

Вообще говоря, при сжатии газа возрастают его температура и давление, что может препятствовать дальнейшему сжатию. Но пока облако прозрачно для инфракрасного излучения, оно легко остывает, и сжатие не прекращается. Однако по мере нарастания плотности отдельных фрагментов их остывание затрудняется и возрастающее давление останавливает коллапс – так образуется звезда, а вся совокупность превратившихся в звезды фрагментов облака образует звездное скопление.

Коллапс облака в звезду или в звездное скопление продолжается около миллиона лет – сравнительно быстро по космическим масштабам. После этого термоядерные реакции, происходящие в недрах звезды, поддерживают температуру и давление, что препятствует сжатию. В ходе этих реакций легкие химические элементы превращаются в более тяжелые с выделением огромной энергии (подобное происходит при взрыве водородной бомбы). Выделившаяся энергия покидает звезду в виде излучения. Массивные звезды излучают очень интенсивно и сжигают свое «горючее» всего за несколько десятков миллионов лет. Звездам малой массы хватает их запаса топлива на многие миллиарды лет медленного горения. Рано или поздно у любой звезды топливо заканчивается, термоядерные реакции в ядре прекращаются и, лишенная источника тепла, она остается в полной власти собственной гравитации, неумолимо ведущей звезду к гибели.

Коллапс звезд малой массы.

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

Коллапс массивных звезд.

Если масса звезды более 1,2 солнечной, то давление вырожденных электронов не в состоянии сопротивляться гравитации, и звезда не может стать белым карликом. Ее неудержимый коллапс продолжается, пока вещество не достигнет плотности, сравнимой с плотностью атомных ядер (примерно 3 Ч 10 14 г/см 3 ). При этом большая часть вещества превращается в нейтроны, которые, подобно электронам в белом карлике, становятся вырожденными. Давление вырожденного нейтронного вещества может остановить сжатие звезды, если ее масса не превышает приблизительно 2 солнечные. Образовавшаяся нейтронная звезда имеет диаметр всего ок. 20 км. Когда стремительное сжатие нейтронной звезды резко останавливается, вся кинетическая энергия переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов кельвинов. В результате происходит гигантская вспышка звезды, ее внешние слои с большой скоростью выбрасываются наружу, а светимость возрастает в несколько миллиардов раз. Астрономы называют это «взрывом сверхновой». Примерно через год яркость продуктов взрыва уменьшается, выброшенный газ постепенно охлаждается, перемешивается с межзвездным газом и в следующие эпохи входит в состав звезд новых поколений. Возникшая в ходе коллапса нейтронная звезда в первые миллионы лет быстро вращается и наблюдается как переменный излучатель – пульсар.

Если же масса коллапсирующей звезды значительно превышает 2 солнечные, то сжатие не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжается до тех пор, пока ее радиус не уменьшится до нескольких километров. Тогда сила притяжения на поверхности возрастает настолько, что даже луч света не может покинуть звезду. Сжавшуюся до такой степени звезду называют черной дырой. Такой астрономический объект можно изучать только теоретически, используя общую теорию относительности Эйнштейна. Расчеты показывают, что сжатие невидимой черной дыры продолжается, пока вещество не достигнет бесконечно большой плотности.

Источник