Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
SEPteMBCR 1, 1939
PHYSICAL REV І EW
VOLUME S6
On Continued Gravitational Contraction
j. R. Offenm?jm?r amo H. Snvder UniMrsity of California, BffMty, Coiifornia (Received July 10, 1939)
When all thermonuclear sources of energy are exhausted a sufficiently heavy star will collapse. Unless fistion due to rotation, the radiation of mass, or the blowing off of mass by radiation, reduce the star’s mass to the order of that of the sun, this contraction will continue Indefinitely. In the present paper wc study the solutions of the gravitational field equations which describe this process. In I. general and qualitative arguments arc given on th# behavior of the metrical tensor as the contraction progresses: the radius of the star ap* proaches asymptotically its gravitational radius; light from the surface of the star is pro* gressively reddened, and can e sea pa over a progressively narrower range of angles. In I!, an analytic solution of the field equations confirming these general arguments is obtained for the case that the pressure within the star can be neglected. The total time of collapse for an ob* server comoving with the stellar matter is finite, and for this idealized case and typical stellar masses, of the order of a day; an exrernal observer sees the star asymptotically shrinking to its gravitational radius.
I
286 24. Пульсары и нейтрон, звезды; квазары и свврхмассивные звезды
Крабоиидная туманность (NGC 1952), остаток сверхновой, вспыхнувшей в июле 1054 г. Это событие наблюдалось и было зарегистрировано национальной обсерваторией Санг п К’ай-феше. За прошедшие с тон поры 900 лет остатки взрыва продвинулись приблизительно на три световых года, т. е. они двигались со скоростью около 1/300 скорости света. В 1934 г. Вальтер Гааде и Фритц Цвики предсказали, что во взрыЕах сверхновой должны рождаться нейтронные звезды, Среди первой полдюжины пульсаров, открытых в 1968 г., был и пульсар, расположенный в центре Крабовидной туманности, пульсирующий 130 раз в 1с; для последнего сегодня но существует более приемлемого объяснения, чем вращающаяся' нейтронная звезда. В китайской исторической записи, приведенной па фигуре, перечисляются пеобычные астрономические явления, наблюдавшиеся во время правления династии Северный Санг. Ona заимствована из журнала (Journal of Astronomy, part 9, chapter 56), где [рассматривается история Санг (Sung Sliih) и впервые была опубликована в 1340 г.
§ 24.1. Общие замечания 287
I
Ключевые моменты истории:
1932 г., Чадвик 1263] открыл нейтрон.
1933—34 гг., Бааде и Цвики [264—266] 1) выдвинули концепцию нейтронной звезды; 2) отождествили новый класс астрономических объектов, которые они назвали «сверхновые»; 3) предположили, что сверхновая может рождаться при коллапсе нормальной звезды, сопровождающемся образованием нейтронной звезды (фиг. 24.1) *).
1939 г., Оппенгеймер и Волков [243] выполнили первые детальные расчеты внутреннего строения нейтронных звезд; при этом они изложили основы релятивистской теории внутреннего строения звезд, как это представлено в гл. 23. (Cm. фиг. 24.1.)
1942 г. Дьювендак [267] и Мэйол и Оорт [268] сделали вывод, что Крабовидная туманность является остатком сверхновой, наблюдавшейся китайскими астрономами в 1054 г. нашей эры. Бааде [269] и Минковский [270] отождествили «южную звезду», расположенную вблизи центра Крабовидной туманности как вероятный (коллапсировавший) остаток звезды, которая взорвалась в 1054 г.
1967 г., Хьюиш и др. открыли пульсары [271].
1968 г., Голд [272] выдвинул идею, что пульсары являются вращающимися нейтронными звездами, а последующие наблюдения подтвердили это предположение.
1969 г., Коук, Дисней и Тейлор [273] обнаружили, что «южная звезда» Крабовидной туманности является пульсаром, и установили тем самым связь между сверхновыми, нейтронными звездами и пульсарами2).
Роль общей теории относительности в нейтронных звездах: существенное влияние (меняет примерно вдвое) на внутреннее строение и периоды колебаний; торможение гравитационным излучением может быть доминирующей силой, вызывающей затухание нерадиальных колебаний.
В. Черные дыры
Представляют собой объекты, рождающиеся при сжатии звезды до размера меньше удвоенной геометризованной массы (R < 2M (M/Mq) X 3 км); при этом создаются такие сильные пространственно-временные кривизны, что звезда не может больше поддерживать связь с внешним миром (подробный анализ черных дыр см. в гл. 33 и 34).
Каждый, кто принимает общую теорию относительности, не видит способа избежать предсказания, что черные дыры должны существовать в нашей Галактике. Это предсказание никоим образом не зависит от сложности коллапса, в котором образуются черные дыры, или от неизвестных свойств вещества при высокой плотности. Однако существование черных дыр пока еще не было подтверждено наблюдениями.
f) 1938 г., JI. Д. Ландау рассчитал максимальную массу нейтронной звезды.—Прим. ред.
2) К этому перечню открытии следует добавить:
1972 г., Джиаконни, Гурский и др. открыли рентгеновские пульсары — нейтронные звезды в составе двойных звезд.— Прим. ред.)
