رمبش گرانشی
رمبش گرانشی انقباض مهارگسیخته یک جسم پرجرم تحت گرانش خودش است، زمانی که فشار داخلی دیگر قادر به تحمل آن نباشد. این فرآیند منجر به تشکیل کوتولههای سفید، ستارههای نوترونی و سیاهچالهها میشود.
Definition
رمبش گرانشی انقباض دینامیکی یک جسم خودگرانشی است که در آن پشتیبانی فشار از بین میرود و منجر به تشکیل یک باقیمانده فشرده پایدار مانند کوتوله سفید یا ستاره نوترونی میشود، یا در صورت فراتر رفتن از یک جرم بحرانی، به تشکیل افق رویداد سیاهچاله و تکینگی میانجامد.
Scope
این موضوع تعادل و پایداری اجرام فشرده، حد جرمی چاندراسخار و تولمن-اوپنهایمر-ولکوف که فراتر از آن هیچ پیکربندی ایستا وجود ندارد، مدل ایدهآل اوپنهایمر-اسنایدر برای رمبش بدون فشار، ظهور سطوح به دام افتاده و تشکیل افق رویداد، تفاوت بین رمبش از دید ناظران در حال سقوط و ناظران دوردست، و زمینههای اخترفیزیکی ابرنواخترها و تشکیل سیاهچالههای ستارهای را پوشش میدهد.
Core questions
- چه چیزی تعیین میکند که یک ستاره در حال رمبش به ستاره نوترونی تبدیل شود یا به سیاهچاله؟
- رمبش از دید یک ناظر در حال سقوط و یک ناظر دوردست چگونه متفاوت به نظر میرسد؟
- چه حدود جرمی وجود پایدار اجرام فشرده را محدود میکند؟
Key concepts
- حد چاندراسخار
- حد تولمن-اوپنهایمر-ولکوف
- فشار تباهیدگی
- تشکیل سطح به دام افتاده
- انجماد ظاهری در افق
- رمبش هسته ابرنواختر
Key theories
- رمبش اوپنهایمر-اسنایدر
- رمبش ایدهآل یک کره یکنواخت بدون فشار نشان میدهد که سطح در زمان ویژه محدود از شعاع شوارتزشیلد خود عبور میکند و یک افق رویداد را تشکیل میدهد، در حالی که یک ناظر دوردست مشاهده میکند که رمبش در افق منجمد و سرخگرا میشود.
- حدود جرمی برای اجرام فشرده
- فشار تباهیدگی تنها میتواند یک کوتوله سفید را تا حد چاندراسخار و یک ستاره نوترونی را تنها تا حد تولمن-اوپنهایمر-ولکوف پشتیبانی کند؛ فراتر از این حدود، هیچ تعادل ایستایی وجود ندارد و رمبش به یک سیاهچاله اجتنابناپذیر است.
Clinical relevance
رمبش گرانشی نیروی محرکه پشت ابرنواخترهای رمبش هسته، تشکیل ستارههای نوترونی و سیاهچالههای ستارهای، و ادغام اجرام فشردهای است که به عنوان امواج گرانشی شناسایی میشوند؛ حدود جرمی که توسط آن تعیین میشود، برای تفسیر جرمهای استنباط شده برای ستارههای نوترونی و سیاهچالههای مشاهده شده استفاده میشود.
History
چاندراسخار حد جرمی کوتوله سفید را در سال ۱۹۳۱ کشف کرد؛ در سال ۱۹۳۹ اوپنهایمر و ولکوف حد ستاره نوترونی را استخراج کردند، و اوپنهایمر و اسنایدر اولین مدل نسبیتی رمبش پیوسته به یک سیاهچاله را منتشر کردند. این نتایج تا رنسانس نسبیت عام در دهه ۱۹۶۰ عمدتاً کنار گذاشته شده بودند و سپس احیا شدند.
Key figures
- J. Robert Oppenheimer
- Hartland Snyder
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Richard Tolman
Related topics
Seminal works
- oppenheimer1939
- shapiroteukolsky1983
Frequently asked questions
- چرا یک ناظر دوردست هرگز عبور ستاره از افق را نمیبیند؟
- نور ساطع شده از سطح در حال رمبش به طور فزایندهای سرخگرا و با تأخیر همراه میشود، زیرا در نزدیکی افق به سمت بیرون حرکت میکند. بنابراین، یک ناظر دوردست مشاهده میکند که سطح کند و محو میشود و به نظر میرسد منجمد شده است، حتی اگر خود سطح در زمان ویژه محدود از افق عبور کند.
- آیا هر ستاره پرجرمی به یک سیاهچاله ختم میشود؟
- خیر. نتیجه به جرم باقیمانده بستگی دارد: هستههای سبکتر کوتولههای سفید را تشکیل میدهند، هستههای متوسط ستارههای نوترونی را تشکیل میدهند، و تنها هستههایی که از حد جرمی ستاره نوترونی فراتر میروند به سیاهچاله رمبش میکنند، با این حال از دست دادن جرم در طول عمر ستاره به شدت بر نتیجه تأثیر میگذارد.