Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
I
288 24. Пульсара и нейтрон, авеады; квазары, и сверхмассиеные звезды
Ключевые моменты истории:
1795 г., Лаплас [274] заметил, что согласно ньютоновской теории тяготения и ньютоновской корпускулярной теории света, свет не может покидать достаточно массивные объекты (фиг. 24.1).
1939 г., Оппенгеймер и Снайдер [275] рассчитали коллапс однородной пылевидной сферы жидкости, используя общую теорию относительности, и обнаружили, что сфера порывает связь с остальным миром. Это был первый расчет образования черной дыры (фиг. 24.1).
1965 г., начало эры интенсивного теоретического исследования физики черных дыр. 1J
Роль общей теории относительности в физике черных дыр:
разумное объяснение черных дыр в ньютоновской теории невозможно; физика черных дыр от начала до конца аппелирует к эйнштейновскому описанию тяготения.
Г. Сверхмассивные звезды
Представляют собой звезды с массой от IO3 до IO9 солнечных масс; состоят из горячей плазмы с плотностью, обычно меньшей плотности нормальных звезд; удерживаются в основном с помощью давления фотонов, захваченных плазмой и находящихся с ней в тепловом равновесии; сжигают ядер-ное горючее (водород) на некоторых стадиях своей эволюции.
Теоретические расчеты наводят на мысль (но не с полной уверенностью), что сверхмассивные звезды существуют в центрах галактик и квазарах и возможно еще где-нибудь. Сверхмассивные звезды, скорее всего, могут быть источниками энергии для некоторых квазаров и галактических ядер. Однако астрономические наблюдения пока не дали определенного доказательства их существования и их роли во Вселенной, если они существуют.
Ключевые моменты истории:
1963 г., Хойл и Фаулер [276, 277] выдвинули идею сверхмассивных звезд, рассчитали их свойства и предположили, что они могут быть связаны с галактическими ядрами и квазарами.
1963—1964 гг., Чандрасекар [278, 279] и Фейнман [135] развили релятивистскую теорию звездных пульсаций; использовав ее, Фейнман показал, что, хотя сверхмассивные звезды являются ньютоновскими по внутреннему строению, они подвержены релятивистской неустойчивости.
1964 г. и последующие годы, расчеты многих авторов развивали и расширяли идеи Хойла и Фаулера, не создав, однако, сколь-нибудь захватывающего научного прорыва.
Роль общей теории относительности в сверхмассивных звездах:
пренебрежимо малое влияние на внутреннее строение, исключая экстремальный случай компактной быстровращающейся дископодобной конфигурации [280, 281]; существенное влияние на устойчивость.
4) К этому следует добавить:
1972 г., Джиаконжи, Гурский и др. открыли, по-видимому, черные дыры в составе двойных рентгеновских источников.— Прим. ред.
§ 24.2. Заключительная стадия эволюции звезды 289
I
Д. Релятивистские звездные скопления
Представляют собой настолько плотные скопления звезд, что релятивистские поправки к ньютоновской теории видоизменяют их внутреннее строение.
Теоретические расчеты наводят на мысль, что релятивистские звездные скопления могут (а может быть и нет) образовываться в ядрах некоторых галактик и квазаров; если все же происходит процесс такого рода, то в ходе его звездные скопления могут быть разрушены в результате звездных столкновений. Последние превращают скопление в сверхмассивные звезды или в плотный конгломерат звезд и газа. Астрономические наблюдения пока не дали определенного доказательства существования релятивистских скоплений.
Ключевые моменты истории:
1965 г., Зельдович и Подурец [282] выдвинули идею релятивистских звездных скоплений, развили, используя общую теорию относительности и кинетическую теорию (см. § 25.7), теорию их внутреннего строения и высказали соображения об устойчивости релятивистких звездных скоплений.
1968 г., Ипсер [283] развил теорию устойчивости звездного скопления и показал (в согласии с соображениями Зельдовича и Подурца), что, когда скопление становится слишком плотным, оно начинает кол лансировать с образованием черной дыры.
Роль общей теории относительности в звездных скоплениях:
существенное влияние на внутреннее строение, если гравитационное красное смещение от центра к бесконечности превышает zc = АХ/Х ~ 0,05; вызывает коллапс скопления с образованием черной дыры, когда красное смещение в центре достигает значения zc я? 0,50.
§ 24.2. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНАЯ СТАДИЯ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗДЫ
После нормальных стадий эволюции звезды «умирают» по-разному. Некоторые звезды взрываются, рассеиваясь в межзвездном пространстве, другие сжимаются в состояние белого карлика, а третьи, согласно современной теории, коллапсируют в состояние нейтронной звезды или еще дальше в черную дыру. Хотя на сегодняшний день известно мало о динамической эволюции звезды в конечное состояние, о самих конечных состояниях известно много. Конечные состояния включают в себя рассеянные туманности, которые здесь не представляют интереса, холодные звездные конфигурации — предмет данного параграфа — и «черные дыры», которые будут рассмотрены в части VII.
Что в принципе понимается под выражением «конечное состояние эволюции звезды»? Рассмотрим звезду, содержащую данное число А барионов; пусть она эволюционирует к абсолютной конечной точке выжигания термоядерного горения (минимальная масса-энергия, возможная для системы из А барионов). Если нор-
