중력 붕괴

Gravitational collapse
거대 별의 중력 붕괴로 II형 초신성 발생

중력붕괴는 중력 자체의 영향으로 물체가 [1]수축하는 것으로, 물체를 무게중심으로 끌어당기는 경향이 있다.중력붕괴는 우주의 구조 형성을 위한 기본적인 메커니즘이다.시간이 지남에 따라 물질의 비교적 부드러운 분포가 붕괴되어 더 높은 밀도의 포켓을 형성하게 되며, 일반적으로 은하단, 항성군, 행성 등의 응축된 구조의 계층 구조를 형성하게 됩니다.

별은 성간 물질 구름의 점진적인 중력 붕괴를 통해 탄생한다.붕괴에 의한 압축은 별의 중심에서 열핵융합이 일어날 때까지 온도를 상승시키고, 그 지점에서 외부의 열압력이 중력의 균형을 이루면서 붕괴가 서서히 멈춘다.그 후 별은 동적 평형 상태로 존재한다.일단 모든 에너지원이 소진되면, 별은 새로운 평형 상태에 도달할 때까지 다시 붕괴할 것이다.

별의 형성

주요 기사:별의 형성

가스 압력의 운동 에너지가 내부 중력의 잠재적 에너지와 균형을 이루는 한 가스 성간 구름은 정수적 평형을 유지할 것입니다.수학적으로 이것은 균형을 유지하기 위해 중력 퍼텐셜 에너지는 내부 열 [2]에너지의 두 배와 같아야 한다는 바이럴 정리를 사용하여 표현됩니다.만약 가스 주머니가 가스 압력이 그것을 지탱하기에 부족할 정도로 충분히 크다면, 구름은 중력 붕괴를 겪을 것이다.구름이 이러한 붕괴를 겪는 임계 질량을 청바지 질량이라고 합니다.이 질량은 구름의 온도와 밀도에 따라 달라지지만 일반적으로 수천에서 수만 개의 태양 [3]질량이 있습니다.

별의 잔해

NGC 6745는 중력 붕괴를 통해 별의 형성을 촉발할 수 있을 만큼 충분히 극단적인 물질 밀도를 생성한다.

별의 종말이라고 불리는 곳에서, 그것은 새로운 균형 상태에 도달해야만 멈출 수 있는 수축 과정을 겪을 것이다.이러한 별의 잔존물은 수명이 다한 질량에 따라 세 가지 형태 중 하나를 가질 수 있습니다.

백색왜성

주요 기사:백색왜성

항성핵에서 백색왜성으로의 붕괴는 수만 년에 걸쳐 일어나는 반면, 별은 행성상 성운을 형성하기 위해 외피를 날려버립니다.만약 동반성이 있다면, 백색 왜성 크기의 물체가 동반성에서 물질을 축적할 수 있습니다.찬드라세카르 한계(중력 붕괴가 다시 시작되는 지점에서 태양 질량의 약 1.5배)에 도달하기 전에 탄소-산소 백색왜성 내부의 증가하는 밀도와 온도는 새로운 핵융합을 시작하는데, 이는 별의 무게가 퇴행성보다 오히려 축퇴에 의해 지지되기 때문에 조절되지 않습니다.n 열압으로 온도가 기하급수적으로 상승합니다.폭발로 인한 탄소 폭발은 Ia형 초신성으로 별을 완전히 산산조각 내버립니다.

중성자별

주요 기사:중성자별

중성자별은 큰 별들의 중심핵의 중력붕괴로 형성된다.그것들은 초신성 유형 Ib, Ic, II의 잔해입니다.중성자별은 두께 약 1밀리미터의 정상 물질의 피부 또는 "대기"를 가질 것으로 예상되며, 그 아래에는 거의 완전히 촘촘하게 채워진 중성자 (일반적으로 "중성자"라고 불림)와 약간의 자유 전자와 양성자가 혼합되어 있습니다.이 퇴화 중성자 물질의 밀도는 약 6.65×1017 kg/[5]m이다3.

제안된 퇴화물질 상태 방정식은 매우 추측성이 높기 때문에 이국적인 물질과 내부 층 구조로 구성된 별의 출현은 불분명합니다.다른 형태의 가상의 퇴화 물질이 있을 수 있으며, 그 결과 발생하는 쿼크 별, 이상한 별(쿼크 별의 일종), 프리온 별(존재하는 경우)은 대부분 중성자 별과 구별할 수 없다.대부분의 경우, 이 이국적인 물질은 "일반적인" 퇴화 [citation needed]중성자의 지각 아래에 숨겨져 있을 것이다.

블랙홀

주요 기사: 블랙홀
평균 밀도에 대한 질량의 로그 그림(태양 값을 원점으로 함)은 가능한 별의 평형 상태를 나타냅니다.음영 영역의 구성에서는 블랙홀 한계선을 넘어서는 평형이 불가능하기 때문에 폭주 붕괴가 불가피합니다.

아인슈타인의 이론에 따르면, 더 큰 별들은 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(태양의 질량의 약 두 배)로도 알려진 란다우-오펜하이머-볼코프 한계(Landau-Oppenheimer-Volkoff 한계)를 넘어서는 것으로 알려진 어떤 형태의 차가운 물질도 새로운 동적 평형에서 중력에 대항하는 데 필요한 힘을 제공할 수 없다.그러므로, 붕괴는 그것을 멈출 수 있는 아무것도 없이 계속된다.

얇은 부착[6] 원반을 사용하여 블랙홀 외부에서 시뮬레이션된 뷰

일단 물체가 슈바르츠실트 반경 내로 붕괴되면 그것은 블랙홀이라고 불리는 것을 형성하는데, 이는 빛조차 빠져나갈 수 없는 시공간 영역을 의미합니다.일반 상대성 이론과 로저[7] 펜로즈의 정리로부터 어떤 종류의 특이성의 후속 형성은 불가피하다.그럼에도 불구하고, 펜로즈의 우주 검열관 가설에 따르면, 특이성이 사상의 지평선의 블랙 홀 경계 안에 그 블랙 홀 지역 밖 여전히 한정된 강한 곡률과, 보다 간단한 형태는 역사적인 Schwar에 의해 묘사할 수 있는 쪽으로 진화하기 expected[8]은 품행이 단정한 기하학, 갖게 될 거야 갇히게 될 것이다.zs각운동량이 존재하는 경우 구면 한계와 보다 최근에 발견된 Kerr 메트릭의 하위 메트릭.

반면 블랙홀 안에서 예상되는 특이성의 성격은 여전히 논란의 여지가 있다.양자역학에 기초한 이론에 따르면, 붕괴하는 물체는 나중에 특정 공간의 부피 또는 플랑크 밀도에 대해 가능한 최대 에너지 밀도에 도달할 것이다.이것이 알려진 중력의 법칙이 [9][better source needed]더 이상 유효하지 않다는 가설이 세워지는 지점이다.이 시점에서 무슨 일이 일어나는지에 대해서는 서로 다른 이론들이 있다.예를 들어, 루프 양자 중력은 플랑크 별이 형성될 것이라고 예측한다.그럼에도 불구하고, 중력 붕괴는 그 단계에서 멈추고, 따라서 특이점이 형성되지 않는다는 주장이 있다.

별의 이론상 최소 반지름

더 큰 질량 중성자별의 반지름(태양 [10]질량 약 2.8)은 약 12km, 즉 동등한 슈바르츠실트 반지름의 약 2.0배로 추정된다.

충분히 질량이 큰 중성자별은 슈바르츠실트 반경(1.0 SR) 내에 존재할 수 있으며 중심에 특이점이 있는 모든 질량을 압축하지 않아도 블랙홀처럼 보일 수 있다. 그러나 이는 잘못된 것일 수 있다.사건의 지평선 안에서, 물질은 안정적으로 유지되고 중심부로 붕괴되는 것을 피하기 위해 빛의 속도보다 더 빨리 바깥쪽으로 이동해야 할 것이다.따라서 어떤 물리력도 1.0 SR보다 작은 별이 특이점으로 붕괴하는 것을 막을 수 없다(적어도 현재 받아들여지고 있는 일반 상대성 이론의 틀 안에서, 이는 아인슈타인-양-밀스-디락 계에는 적용되지 않는다).물질과 중력파의 방출에 따른 일반 상대성 이론의 비구형 붕괴 모델이 [11]제시되었다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Pilchin, Lev Eppelbaum, Izzy Kutasov, Arkady (2013). Applied geothermics (Aufl. 2014 ed.). Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. p. 2. ISBN 9783642340239.
  2. ^ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  3. ^ Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  4. ^ 그리고 이론적으로는 흑색왜성은 아직 우주에 존재하지 않을 것으로 예상됩니다.
  5. ^ 캐롤 & 오스틀리 2017, 578페이지
  6. ^ Marck, Jean-Alain (1996-03-01). "Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole". Classical and Quantum Gravity. 13 (3): 393–402. arXiv:gr-qc/9505010. Bibcode:1996CQGra..13..393M. doi:10.1088/0264-9381/13/3/007. ISSN 0264-9381. S2CID 119508131.
  7. ^ Penrose, Roger (1965-01-18). "Gravitational Collapse and Space–Time Singularities". Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 14 (3): 57–59. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/physrevlett.14.57. ISSN 0031-9007.
  8. ^ Carter, B. (1971-02-08). "Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom". Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 26 (6): 331–333. Bibcode:1971PhRvL..26..331C. doi:10.1103/physrevlett.26.331. ISSN 0031-9007.
  9. ^ "Black Holes – Planck Unit? WIP". Physics Forums. Archived from the original on 2008-08-02.
  10. ^ "Bhatia Hazarika limitの意味・使い方・読み方 Weblio英和辞書".
  11. ^ Bedran, M. L.; Calvão, M. O.; de Oliveira, H. P.; Damião, I. (1996). "Model for nonspherical collapse and formation of black holes by the emission of neutrinos, strings and gravitational waves". Physical Review D. 54 (6): 3826–3829. Bibcode:1996PhRvD..54.3826B. doi:10.1103/PhysRevD.54.3826. PMID 10021057.

참고 문헌

외부 링크