Sụp Đổ Hấp Dẫn

Sụp đổ hấp dẫn là sự co lại không kiểm soát của một thiên thể khối lượng lớn dưới tác dụng của trọng lực của chính nó khi áp suất bên trong không còn đủ để chống đỡ, đây là quá trình hình thành các sao lùn trắng, sao neutron và lỗ đen.

Definition

Sụp đổ hấp dẫn là sự co lại động học của một thiên thể tự hấp dẫn khi sự hỗ trợ áp suất thất bại, dẫn đến một tàn dư đặc ổn định như sao lùn trắng hoặc sao neutron, hoặc, trên một khối lượng tới hạn, dẫn đến sự hình thành chân trời sự kiện và điểm kỳ dị của lỗ đen.

Scope

Chủ đề này bao gồm sự cân bằng và ổn định của các vật thể đặc, giới hạn khối lượng Chandrasekhar và Tolman-Oppenheimer-Volkoff mà vượt quá giới hạn này thì không tồn tại cấu hình tĩnh, mô hình Oppenheimer-Snyder lý tưởng hóa về sự sụp đổ không áp suất, sự xuất hiện của các bề mặt bị giam giữ và sự hình thành chân trời sự kiện, sự khác biệt giữa sự sụp đổ được quan sát bởi người quan sát đang rơi vào và người quan sát ở xa, và các bối cảnh vật lý thiên văn của siêu tân tinh và sự hình thành lỗ đen khối lượng sao.

Core questions

• Điều gì quyết định một ngôi sao đang sụp đổ sẽ trở thành sao neutron hay lỗ đen?
• Sự sụp đổ xuất hiện khác nhau như thế nào đối với một người quan sát đang rơi vào và một người quan sát ở xa?
• Những giới hạn khối lượng nào giới hạn sự tồn tại của các vật thể đặc ổn định?

Key concepts

• Giới hạn Chandrasekhar
• Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff
• Áp suất suy biến
• Sự hình thành bề mặt bị giam giữ
• Hiện tượng đóng băng biểu kiến tại chân trời sự kiện
• Sụp đổ lõi siêu tân tinh

Key theories

Sụp đổ Oppenheimer-Snyder

Sự sụp đổ lý tưởng hóa của một quả cầu đồng nhất không áp suất cho thấy bề mặt vượt qua bán kính Schwarzschild của nó trong thời gian riêng hữu hạn, tạo thành một chân trời sự kiện, trong khi một người quan sát ở xa thấy sự sụp đổ dường như đóng băng và dịch chuyển đỏ tại chân trời sự kiện.

Giới hạn khối lượng cho các vật thể đặc

Áp suất suy biến chỉ có thể hỗ trợ một sao lùn trắng lên đến giới hạn Chandrasekhar và một sao neutron chỉ lên đến giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff; vượt quá các giới hạn này, không tồn tại trạng thái cân bằng tĩnh và sự sụp đổ thành lỗ đen là không thể tránh khỏi.

Clinical relevance

Sụp đổ hấp dẫn là động lực đằng sau các siêu tân tinh sụp đổ lõi, sự hình thành sao neutron và lỗ đen khối lượng sao, và sự hợp nhất các vật thể đặc được phát hiện dưới dạng sóng hấp dẫn; các giới hạn khối lượng mà nó đặt ra được sử dụng để giải thích khối lượng suy ra của các sao neutron và lỗ đen được quan sát.

History

Chandrasekhar đã tìm ra giới hạn khối lượng sao lùn trắng vào năm 1931; năm 1939, Oppenheimer và Volkoff đã suy ra giới hạn sao neutron, và Oppenheimer và Snyder đã công bố mô hình tương đối tính đầu tiên về sự sụp đổ liên tục thành lỗ đen, những kết quả này phần lớn bị gác lại cho đến khi sự phục hưng của thuyết tương đối rộng vào những năm 1960 đã làm sống lại chúng.

Key figures

• J. Robert Oppenheimer
• Hartland Snyder
• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Richard Tolman

Seminal works

• oppenheimer1939
• shapiroteukolsky1983

Frequently asked questions

Tại sao một người quan sát ở xa không bao giờ thấy ngôi sao vượt qua chân trời sự kiện?

Ánh sáng từ bề mặt đang sụp đổ ngày càng dịch chuyển đỏ và bị trì hoãn khi nó thoát ra gần chân trời sự kiện, vì vậy một người quan sát ở xa thấy bề mặt chậm lại và mờ dần, dường như đóng băng, mặc dù bản thân bề mặt vượt qua chân trời sự kiện trong thời gian riêng hữu hạn.

Mọi ngôi sao khối lượng lớn đều kết thúc là một lỗ đen phải không?

Không. Kết quả phụ thuộc vào khối lượng tàn dư: các lõi nhẹ hơn tạo thành sao lùn trắng, các lõi trung gian tạo thành sao neutron, và chỉ các lõi vượt quá giới hạn khối lượng sao neutron mới sụp đổ thành lỗ đen, với sự mất khối lượng trong suốt vòng đời của ngôi sao ảnh hưởng mạnh mẽ đến kết quả.