Гравитационный коллапс

Находящиеся в пространстве облака газа достаточно больших размеров вследствие случайных флуктуаций теряют равномерное распределение плотности. Процессу содействуют гравитационные силы, объединяющие сгустки материи, но препятствует рост давления и температуры газа. Однако облака малой плотности прозрачны для инфракрасного излучения, и однажды начавшийся, гравитационный коллапс продолжается[1].

Меньшие облака газа, в тысячи и десятки тысяч масс Солнца, по мере сжатия, согласно расчётам распадаются на ещё меньшие, по массе соответствующие Солнцу, меньшие его, и превышающие в десятки (реже сотни) раз. Такие сгустки на промежуточной стадии превращения в протозвезду называют глобулами. Расчёты показывают, что скорость формирования звёзд зависит от массы глобул, и если для масс в десятки солнечных оно составляет миллионы лет, то для массы Солнца и меньше десятки и даже сотни миллионов лет. В ходе звездообразования, при наличии достаточного момента вращения, вместо одиночной или кратной звезды из глобулы образуется звезда с планетной системой, причём передача углового момента от сжимающегося ядра к протопланетному диску происходит за счёт магнитного поля вращающегося ядра протозвезды[3].

Когда энергия термоядерного синтеза в ядре массивной звезды уже не в состоянии сопротивляться гравитации, оно «падает на себя» (сжимается) со скоростью, достигающей 70000 км/с (что примерно равно 0,23 скорости света — с), и это приводит к быстрому росту температуры и плотности. Дальнейшее зависит от массы и структуры коллапсирующего ядра: вырожденные ядра с малой массой, образующие нейтронные звёзды, вырожденные ядра с большей массой, в основном полностью разрушающиеся до чёрных дыр, и невырожденные ядра, подвергающиеся убегающему слиянию.

Начальный коллапс вырожденных ядер ускоряется за счёт бета-распада, фоторасщепления и захвата электронов, что вызывает взрыв электронных нейтрино. При увеличении плотности эмиссия нейтрино отсекается, поскольку они захватываются ядром. Внутреннее ядро ​​в конечном итоге достигает обычно 30 км в диаметре и плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра, и давление нейтронного вырождения пытается остановить коллапс. Если масса ядра более, чем примерно 15 М_☉ (масс солнца), то вырождение нейтронов недостаточно, чтобы остановить коллапс звезды, и она становится чёрной дырой.

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и вновь образованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов, что в 6000 раз превышает температуру солнечного ядра. При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов эффективно образуются при тепловом излучении. Эти тепловые нейтрино в несколько раз более распространены, чем нейтрино с электронным захватом. Около 10⁴⁶ джоулей, примерно 10 % массы покоя звезды, превращается в десятисекундный выброс нейтрино, который является основным результатом события. Внезапно остановленный коллапс ядра восстанавливается и производит ударную волну, это останавливается в течение миллисекунд во внешнем ядре, поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжёлых элементов. Процесс, который не совсем понятен, необходим для того, чтобы внешние слои ядра могли поглощать около 10⁴⁴ джоулей (1 foe) от импульса нейтрино, создавая видимую яркость, хотя есть и другие теории о том, как «питать» взрыв.

Некоторая масса материала из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, и для ядер за пределами около 8 М_☉ существует достаточный запас для образования чёрной дыры. Этот запасной вариант уменьшит созданную кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи, которые приводят к гамма-всплеску или исключительно светящейся сверхновой.

Распад массивного невырожденного ядра приведёт к дальнейшему слиянию. Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью, начинается слияние кислорода и коллапс может быть остановлен. Для масс ядра 40-60 M_☉ коллапс останавливается, и звезда остаётся неповреждённой, но коллапс будет происходить снова, когда сформировалось большее ядро. Для ядер около 60-130 M_☉ слияние кислорода и более тяжёлых элементов настолько энергично, что вся звезда разрушается, вызывая появление сверхновой. На верхнем конце диапазона масс сверхновая необычно светлая и чрезвычайно долгоживущая — из колоссальной массы выбрасывается ⁵⁶Ni. Для ещё больших масс ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы позволить фоторасщеплению и ядру ​​полностью коллапсировать в чёрную дыру.

• Звёздная эволюция
• Белый карлик
• Гравитационная неустойчивость

• «Гравитационный коллапс» в Физической энциклопедии