Гравітаційний колапс — стискання астрономічного об'єкта під дією власної гравітації, який не в змозі зупинити інші сили (зокрема, тиск газу). Важливими прикладами є колапс темної матерії з утворенням великомасштабної структури Всесвіту, колапс газопилової хмари у протозорю або колапс ядра масивної зорі в кінці її еволюції у нейтронну зорю або чорну діру під час вибуху наднової.

Зореутворення

Міжзоряна газова хмара зберігає гідростатичну рівновагу доти, доки кінетична енергія газового тиску компенсує потенціальну енергію її самогравітації. Математично це описує теорема віріалу, яка стверджує: для збереження рівноваги гравітаційна потенціальна енергія має дорівнювати подвоєній внутрішній тепловій енергії. Якщо маса окремої області газу настільки велика, що тиск не може її підтримувати, хмара зазнає гравітаційного колапсу. Критичну масу, за якої це відбувається, називають масою Джинса. Вона залежить від температури та густини хмари і зазвичай становить від кількох тисяч до десятків тисяч сонячних мас.

Зоряні залишки Коли зоря в кінці своєї еволюції вичерпує запаси палива, вона стискається; цей процес зупиняється лише після досягнення нового стану рівноваги. Залежно від маси протягом життя, ці зоряні залишки можуть набувати однієї з трьох форм:

Білі карлики, у яких гравітацію врівноважує тиск виродженого електронного газу Нейтронні зорі, у яких гравітацію врівноважує тиск виродженого нейтронного газу та короткодійні відштовхувальні взаємодії між нейтронами, зумовлені сильною взаємодією Чорні діри, у яких жодна сила не здатна протистояти гравітаційному колапсу

Теоретично також можливі компактні екзотичні зорі, утворені з форм екзотичної матерії, наприклад із кварків або преонів, однак такі об'єкти залишаються гіпотетичними.

Білий карлик

Для ізольованих зір із початковою масою від 1 до 7 кінцевою стадією еволюції є білий карлик. Колапс зоряного ядра до стану білого карлика триває десятки тисяч років. У цей час зоря скидає свою зовнішню оболонку, утворюючи планетарну туманність. Білий карлик може мати магнітне поле, яке залишком стиснення його початкового зоряного магнітного поля. Оскільки гравітаційне стискання і залишкові ядерні реакції горіння дають лише незначний внесок у випромінювання білого карлика, майже вся його світність походить від запасеної теплової енергії. Тому протягом мільярдів років температура білого карлика поступово знижується.

Якщо білий карлик має близьку зорю-компаньйон, він може акретувати речовину з неї, збільшуючи свою масу і, можливо, швидкість обертання. Коли на поверхні накопичується достатня кількість водню, відбувається спалах нової зорі. Оскільки білий карлик при цьому не руйнується, такий цикл може повторюватися багато разів.

Верхню межу маси білого карлика називають межею Чандрасекара. Вона становить приблизно 1,4 маси Сонця; після її досягнення гравітаційний колапс поновлюється. Ще до досягнення цієї межі зростання густини й температури вуглецево-кисневого білого карлика запускає новий цикл ядерного синтезу. Його ніщо не стримує, оскільки зорю підтримує тиск виродження, а не тепловий тиск, тому температура зростає лавиноподібно. Унаслідок цього відбувається самоприскорювана вуглецева детонація, яка повністю руйнує зорю в надновій типу Ia.

Альтернативний сценарій — злиття двох білих карликів у тісній подвійній системі (так звана двічі вироджена модель). Якщо їхня сумарна маса перевищує межу Чандрасекара, виникає наднова типу Ia.

Нейтронна зоря

Нейтронні зорі утворюються внаслідок гравітаційного колапсу ядер масивних зір. Вони є залишками наднових типів Ib, Ic та II. Очікують, що нейтронні зорі мають тонкий шар («атмосферу») звичайної речовини товщиною близько міліметра, під яким вони майже повністю складаються зі щільно упакованих нейтронів — так званої нейтронної речовини, із невеликою домішкою вільних електронів і протонів. Густина цієї виродженої нейтронної речовини становить приблизно .

Зовнішній вигляд зір, що складаються з екзотичної матерії, і їхня внутрішня структура досі залишаються предметом наукових суперечок, оскільки будь-яке запропоноване рівняння стану виродженої речовини має значною мірою гіпотетичний характер. Теоретики припускають можливість існування таких об'єктів, як кваркові зорі, дивні зорі (різновид кваркових) та преонні зорі.

Чорні діри

Згідно з теорією Ейнштейна, для об'єктів із масою, більшою за межу Толмена — Оппенгеймера — Волкова (приблизно удвічі більшу за масу Сонця), жодна відома форма холодної (без термоядерного синтезу) речовини не здатна створити відштовхувальну силу, достатню для протидії гравітації в новому динамічному стані рівноваги. Тому гравітаційний колапс триває безперешкодно.

Коли тіло стискається до свого радіуса Шварцшильда, воно перетворюється на чорну діру — область простору-часу, з якої навіть світло не може вирватися. Із загальної теорії відносності та теореми Пенроуза випливає, що подальше утворення певного типу сингулярності є неминучим. Водночас, згідно з гіпотезою космічної цензури Пенроуза, сингулярність буде прихована всередині горизонту подій чорної діри, так що зовнішня область простору-часу зберігатиме регулярну геометрію з сильною, але скінченною кривиною. Очікують, що вона еволюціонує до відносно простої форми, яку в сферично симетричному випадку описує метрика Шварцшильда, а за наявності моменту імпульсу — метрика Керра. Якщо попередник мав магнітне поле, воно зникає під час колапсу, оскільки вважають, що чорні діри не мають власного магнітного поля.

Природа сингулярності всередині чорної діри залишається предметом дискусій. Згідно з теоріями, що спираються на квантову механіку, на певному етапі колапсуючий об'єкт досягає максимально можливої густини енергії для заданого об'єму — планківської густини. Припускають, що після цього відомі закони гравітації перестають бути застосовними. Існують конкуруючі теорії щодо подальшого розвитку подій. Наприклад, петльова квантова гравітація передбачає утворення планківської зорі. У будь-якому разі, припускають, що на цьому етапі гравітаційний колапс припиняється, а сингулярність не формується.

Див. також Велике стискання Гравітаційна нестійкість

Джерела