引力坍缩
引力坍缩是大质量天体在自身引力作用下失控收缩的过程，一旦内部压力无法再支撑其自身，便会发生引力坍缩，形成白矮星、中子星和黑洞。
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Definition
引力坍缩是自引力天体在压力支撑失效时发生的动力学收缩，导致形成稳定的致密残余物，如白矮星或中子星，或者，当质量超过临界值时，形成黑洞视界和奇点。
Scope
本主题涵盖致密天体的平衡与稳定性、钱德拉塞卡极限和托尔曼-奥本海默-沃尔科夫质量极限（超过这些极限就不存在静态结构）、理想化的无压坍缩奥本海默-斯奈德模型、俘获面和视界的形成、坠落观测者和遥远观测者所见的坍缩差异，以及超新星和恒星质量黑洞形成的天体物理背景。
Core questions
- 什么决定了坍缩恒星会变成中子星还是黑洞？
- 坠落观测者和遥远观测者所见的坍缩有何不同？
- 哪些质量极限限制了稳定致密天体的存在？
Key concepts
- 钱德拉塞卡极限
- 托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限
- 简并压
- 俘获面形成
- 视界处的视在冻结
- 超新星核心坍缩
Key theories
- 奥本海默-斯奈德坍缩
- 均匀无压球体的理想化坍缩表明，其表面在有限的本征时间（proper time）内穿过史瓦西半径，形成事件视界，而遥远观测者则会看到坍缩在视界处似乎冻结并红移。
- 致密天体的质量极限
- 简并压只能支撑白矮星达到钱德拉塞卡极限，中子星达到托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限；超过这些极限，就不存在静态平衡，坍缩成黑洞是不可避免的。
Clinical relevance
引力坍缩是核心坍缩超新星、中子星和恒星质量黑洞形成以及作为引力波探测到的致密天体并合的驱动力；它设定的质量极限用于解释观测到的中子星和黑洞的推断质量。
History
钱德拉塞卡于1931年发现了白矮星质量极限；1939年，奥本海默和沃尔科夫推导出了中子星极限，奥本海默和斯奈德发表了第一个持续坍缩形成黑洞的相对论模型，这些成果在1960年代广义相对论复兴之前基本被搁置。
Key figures
- J. Robert Oppenheimer
- Hartland Snyder
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Richard Tolman
Related topics
Seminal works
- oppenheimer1939
- shapiroteukolsky1983
Frequently asked questions
- 为什么遥远观测者永远看不到恒星穿过视界？
- 来自坍缩表面的光在视界附近爬升时，会经历越来越大的红移和延迟，因此遥远的观测者会看到表面减速并变暗，似乎冻结了，尽管表面本身在有限的本征时间（proper time）内穿过了视界。
- 所有大质量恒星最终都会变成黑洞吗？
- 不是。结果取决于残余物的质量：较轻的核心形成白矮星，中等质量的核心形成中子星，只有超过中子星质量极限的核心才会坍缩成黑洞，恒星生命周期中的质量损失对结果有很大影响。