Спасибо Wondrium за спонсорство сегодняшнего видео! Зарегистрируйтесь на БЕСПЛАТНУЮ пробную версию Wondrium здесь: http://ow.ly/I3oJ50LVqnY
ССЫЛКИ:
Что, если вы упадёте в чёрную дыру: • What would we see if we fell INSIDE a BLAC...
Излучение Хокинга: • Hawking Radiation explained simply, or How...
Почему не все нейтронные звёзды коллапсируют: https://tinyurl.com/2jto24l3
Белые карлики: https://tinyurl.com/y98568rs
ГЛАВЫ
0:00 Небесное перетягивание каната
1:26 Как термоядерный синтез создаёт внешнее давление
2:30 Что такое принцип запрета Паули?
4:09 Как образуются белые карлики?
5:00 Предел Чандрасекара
6:00 Как образуются нейтронные звёзды?
7:00 Давление вырождения нейтронов
8:00 Механизм взрыва сверхновой
9:47 Предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова
10:30 Как образуются чёрные дыры?
12:06 Дальнейшие исследования
КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ
Вселенная полна противоборствующих сил, уравновешенных в небесном перетягивании каната, хотя иногда это равновесие нарушается. В звёздах двумя противоборствующими силами являются гравитация, которая стремится сжать звезду, и внешнее давление, обусловленное энергией термоядерного синтеза. Это перетягивание каната может оставаться в относительном равновесии миллиарды лет.
Но что происходит, когда у крупных звёзд заканчивается топливо, и гравитация подавляет внешнее давление? Это может привести к катастрофическому коллапсу, приводящему к колоссальному взрыву, называемому сверхновой. И то, что иногда остаётся, — это нейтронная звезда или чёрная дыра. Но как внезапный коллапс приводит к такому мощному взрыву, и почему образуются нейтронная звезда или чёрная дыра?
Процесс взрыва сверхновой:
Звезда создаёт внешнее давление, противодействующее гравитации, используя энергию термоядерного синтеза. Она синтезирует всё более массивные элементы, начиная с синтеза водорода с гелием, а затем продвигаясь вверх по таблице Менделеева, пока не образуется ядро из железа и никеля. На этом термоядерный синтез останавливается, поскольку процесс синтеза железа потребляет больше энергии, чем производит.
Когда это происходит, энергия не вырабатывается, и внешнее тепловое давление уменьшается, позволяя гравитационному коллапсу звезды. Ядро сжимается. Иногда давление вырождения электронов удерживает ядро от дальнейшего коллапса.
Что такое давление вырождения электронов? Оно связано с принципом Паули. Других свободных квантовых состояний, которые могли бы занять электроны, просто нет, поэтому нет физической возможности дальнейшего сжатия.
Как только звезда находится в этом вырожденном состоянии, гравитация больше не может её сжимать. Поэтому ядро звезды сохраняется. Такое ядро звезды, в котором давление вырождения электронов удерживает его от дальнейшего коллапса, называется белым карликом. Вот что произойдёт с нашим Солнцем через миллиарды лет.
Однако существует предел массы такого белого карлика. Индийско-американский физик Субрахманьян Чандрасекар обнаружил, что этот предел составляет примерно 1,4 массы Солнца. Это известно как «предел Чандрасекара». Таким образом, если масса коллапсирующей звезды превышает 1,4 массы Солнца, даже этого давления вырождения электронов недостаточно, чтобы удержать звезду от дальнейшего коллапса. Звезда будет продолжать коллапсировать. При таких условиях электроны соединяются с протонами в процессе, называемом электронным захватом, образуя нейтроны. Электроны захватываются ядром, образуя небольшой шар, состоящий практически только из нейтронов, и больше не остаётся атомов. Звезда становится похожа на гигантское атомное ядро. Принцип исключения Паули, который обусловливает вырождение электронов в белых карликах, применим и к нейтронам в нейтронных звёздах. #нейтроннаязвезда
#чёрнаядыра
Ядро звезды, которое теперь похоже на одно гигантское ядро, образует своего рода несжимаемую стену. И поскольку падающей внешней части звезды теперь некуда деваться, коллапс её внешней массы отскакивает от этого нейтронного ядра.
Энергия этого внезапного отскока вызывает ударную волну, которая разрушает лежащее над ней звёздное вещество и разгоняет его до второй космической скорости. Именно это и приводит к взрыву сверхновой.
На короткое время сверхновая может быть такой же яркой, как вся галактика. Остаток этого процесса — нейтронная звезда, которая может оставаться нейтронной звездой миллиарды лет. Но если гравитация может преодолеть вырождение электронов, почему гравитация не может преодолеть и вырождение нейтронов? Это возможно.
Подобно пределу Чандрасекара, превышение которого приводит к образованию нейтронной звезды, существует так называемый предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова (или предел TOV), превышение которого приводит к образованию чёрной дыры. Предел составляет примерно от 1,5 до 3 масс Солнца. Таким образом, если масса остатка нейтронной звезды в 1,5–3 раза превышает массу нашего Солнца, гравитация может преодолеть даже давление вырождения нейтронов и сжать её ещё сильнее, до размеров ещё меньше нейтронной звезды, теоретически, бесконечно малых, до чёрной дыры.
Когда чёрная дыра образуется, ничто не м...
Информация по комментариям в разработке