Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Ця стаття має кілька недоліків. Будь ласка, допоможіть удосконалити її або обговоріть ці проблеми на .
|
Компактна зоря (англ. compact star, compact object) — білий карлик, нейтронна зоря, чорна діра або інші (гіпотетичні) зорі (такі як кваркова зоря). Більшість компактних зір є кінцевою ланкою еволюції зір і їх називають залишками зір (англ. stellar remnants); форма залишку в першу чергу залежить від маси зорі. Всі ці об'єкти малі для своїх мас. Термін компактна зоря вживають, коли точна природа зорі невідома, але свідчення говорять про її масивність і малий радіус, що має на увазі один з перелічених вище варіантів.
Білі карлики
Зірки, названі білими карликами, в основному складаються з виродженої матерії; як правило, ядер вуглецю та кисню в морі вироджених електронів. Білі карлики виникають із зірок головної послідовності, тому температура їх утворення дуже велика. Під час вистигання вони тьмяніють та червоніють, допоки не стають чорними карликами.
Рівняння стану для виродженої речовини можна назвати "м'яким", тобто додавання більшої маси призведе до зменшення об'єкта. При додаванні маси до білого карлика, об'єкт стискається, і центральна густина стає ще вищою та з більшими енергіями вироджених електронів. Радіус зірки скорочується до декількох тисяч кілометрів, а маса наближується до верхньої межі маси білого карлика, межі Чандрасекара, приблизно в 1,4 раза більше маси Сонця.
Якби ми взяли речовину з центру білого карлика й почали повільно його стискати, то спочатку елетрони почнуть об'єднуватись з ядрами, перетворюючи свої протони в нейтрони шляхом оберненого бета-розпаду. Наступний етап -- зміщення рівноваги в сторону важких більш нейтронно-багатих ядер, котрі є нестабільними при нормальних густинах. В міру збільшення густини ці ядра стають більш масштабними і менш зв'язаними. При критичній густині (порядку 4 ⋅1014 кг/м3), атомне ядро розпадається на протони та нейтрони. В кінцевому результаті ми б дійшли точки, де матерія має густину порядку атомного ядра (в межах 2 ⋅1017 кг/м3). На цей час, мова йде в основному про вільні нейтрони з невеликою кількістю протонів та електронів.
Нейтронні зорі
В деяких подвійних системах з білим карликом, маса переноситься від зорі-компаньйона на білий карлик, в результаті чого вона перевищує межу Чандрасекара. Електрони реагують з протонами утворюючи нейтрони і, таким чином, більше не забезпечують необхідний тиск, щоб протистояти гравітації, викликаючи колапс зорі. Якщо центр зорі складається в основному з вуглецю та кисню, то такий гравітаційний колапс викличе нестримне злиття вуглецю та кисню, в результаті чого наднова зоря типу Ia повністю розлетиться, позбувшись частини маси, перед тим як колапс стане незворотним. Якщо центр зорі складається з магнію або важчих елементів, коли колапс продовжиться. При подальшій зміні густини, електрони що залишились реагують з протонами з утворенням великої кількості нейтронів. колапс продовжується до тих пір, поки нейтрони не стануть виродженими. Нова рівновага можлива після того, як зоря стиснеться на три порядки до радіуса від 10 до 20 км. Це нейтронна зоря.
Чорні діри
В міру накопичення більшої маси, рівновага програє гравітаційному колапсу та доходить до своєї межі. Тиску зорі не вистачає, щоб урівноважити гравітацію, і катастрофічний гравітаційний колапс відбувається за мілісекунди. Швидкість, котра потрібна для втечі з такого об'єкта уже досягає 1/3 швидкості світла і швидко доходить до швидкості світла. Ні енергія, ні матерія не можуть покинути цю область: утворюється чорна діра. Все світло буде захоплене в межах горизонту подій, тому чорна діра дійсно виглядає чорною, за виключенням можливості випромінювання Хокінга. Передбачається, що колапс буде продовжуватись.
Компактні зорі як кінцева ланка еволюції зір
Компактні зорі є кінцевою ланкою еволюції зір. Зоря світить, отже, витрачає енергію. Втрати на випромінювання з поверхні компенсуються ядерним синтезом всередині зорі. Коли зоря вичерпує можливі джерела ядерного синтезу, тиск внутрішніх газів не в змозі підтримувати гідростатичну рівновагу і зоря ущільнюється до компактнішого стану. Речовина компактної зорі, що не є чорною дірою, зазвичай перебуває у виродженому стані.
Джерела
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Cya stattya maye kilka nedolikiv Bud laska dopomozhit udoskonaliti yiyi abo obgovorit ci problemi na storinci obgovorennya Cya stattya ne mistit posilan na dzherela Vi mozhete dopomogti polipshiti cyu stattyu dodavshi posilannya na nadijni avtoritetni dzherela Material bez dzherel mozhe buti piddano sumnivu ta vilucheno lipen 2013 Kompaktna zorya angl compact star compact object bilij karlik nejtronna zorya chorna dira abo inshi gipotetichni zori taki yak kvarkova zorya Bilshist kompaktnih zir ye kincevoyu lankoyu evolyuciyi zir i yih nazivayut zalishkami zir angl stellar remnants forma zalishku v pershu chergu zalezhit vid masi zori Vsi ci ob yekti mali dlya svoyih mas Termin kompaktna zorya vzhivayut koli tochna priroda zori nevidoma ale svidchennya govoryat pro yiyi masivnist i malij radius sho maye na uvazi odin z perelichenih vishe variantiv Bili karlikiDokladnishe Bilij karlik Zirki nazvani bilimi karlikami v osnovnomu skladayutsya z virodzhenoyi materiyi yak pravilo yader vuglecyu ta kisnyu v mori virodzhenih elektroniv Bili karliki vinikayut iz zirok golovnoyi poslidovnosti tomu temperatura yih utvorennya duzhe velika Pid chas vistigannya voni tmyaniyut ta chervoniyut dopoki ne stayut chornimi karlikami Rivnyannya stanu dlya virodzhenoyi rechovini mozhna nazvati m yakim tobto dodavannya bilshoyi masi prizvede do zmenshennya ob yekta Pri dodavanni masi do bilogo karlika ob yekt stiskayetsya i centralna gustina staye she vishoyu ta z bilshimi energiyami virodzhenih elektroniv Radius zirki skorochuyetsya do dekilkoh tisyach kilometriv a masa nablizhuyetsya do verhnoyi mezhi masi bilogo karlika mezhi Chandrasekara priblizno v 1 4 raza bilshe masi Soncya Yakbi mi vzyali rechovinu z centru bilogo karlika j pochali povilno jogo stiskati to spochatku eletroni pochnut ob yednuvatis z yadrami peretvoryuyuchi svoyi protoni v nejtroni shlyahom obernenogo beta rozpadu Nastupnij etap zmishennya rivnovagi v storonu vazhkih bilsh nejtronno bagatih yader kotri ye nestabilnimi pri normalnih gustinah V miru zbilshennya gustini ci yadra stayut bilsh masshtabnimi i mensh zv yazanimi Pri kritichnij gustini poryadku 4 1014 kg m3 atomne yadro rozpadayetsya na protoni ta nejtroni V kincevomu rezultati mi b dijshli tochki de materiya maye gustinu poryadku atomnogo yadra v mezhah 2 1017 kg m3 Na cej chas mova jde v osnovnomu pro vilni nejtroni z nevelikoyu kilkistyu protoniv ta elektroniv Nejtronni zoriDokladnishe Nejtronna zorya V deyakih podvijnih sistemah z bilim karlikom masa perenositsya vid zori kompanjona na bilij karlik v rezultati chogo vona perevishuye mezhu Chandrasekara Elektroni reaguyut z protonami utvoryuyuchi nejtroni i takim chinom bilshe ne zabezpechuyut neobhidnij tisk shob protistoyati gravitaciyi viklikayuchi kolaps zori Yaksho centr zori skladayetsya v osnovnomu z vuglecyu ta kisnyu to takij gravitacijnij kolaps vikliche nestrimne zlittya vuglecyu ta kisnyu v rezultati chogo nadnova zorya tipu Ia povnistyu rozletitsya pozbuvshis chastini masi pered tim yak kolaps stane nezvorotnim Yaksho centr zori skladayetsya z magniyu abo vazhchih elementiv koli kolaps prodovzhitsya Pri podalshij zmini gustini elektroni sho zalishilis reaguyut z protonami z utvorennyam velikoyi kilkosti nejtroniv kolaps prodovzhuyetsya do tih pir poki nejtroni ne stanut virodzhenimi Nova rivnovaga mozhliva pislya togo yak zorya stisnetsya na tri poryadki do radiusa vid 10 do 20 km Ce nejtronna zorya Chorni diriDokladnishe Chorna dira V miru nakopichennya bilshoyi masi rivnovaga prograye gravitacijnomu kolapsu ta dohodit do svoyeyi mezhi Tisku zori ne vistachaye shob urivnovazhiti gravitaciyu i katastrofichnij gravitacijnij kolaps vidbuvayetsya za milisekundi Shvidkist kotra potribna dlya vtechi z takogo ob yekta uzhe dosyagaye 1 3 shvidkosti svitla i shvidko dohodit do shvidkosti svitla Ni energiya ni materiya ne mozhut pokinuti cyu oblast utvoryuyetsya chorna dira Vse svitlo bude zahoplene v mezhah gorizontu podij tomu chorna dira dijsno viglyadaye chornoyu za viklyuchennyam mozhlivosti viprominyuvannya Hokinga Peredbachayetsya sho kolaps bude prodovzhuvatis Kompaktni zori yak kinceva lanka evolyuciyi zirKompaktni zori ye kincevoyu lankoyu evolyuciyi zir Zorya svitit otzhe vitrachaye energiyu Vtrati na viprominyuvannya z poverhni kompensuyutsya yadernim sintezom vseredini zori Koli zorya vicherpuye mozhlivi dzherela yadernogo sintezu tisk vnutrishnih gaziv ne v zmozi pidtrimuvati gidrostatichnu rivnovagu i zorya ushilnyuyetsya do kompaktnishogo stanu Rechovina kompaktnoyi zori sho ne ye chornoyu diroyu zazvichaj perebuvaye u virodzhenomu stani DzherelaSandin F 2005 Compact stars in the standard model and beyond 40 15 arXiv astro ph 0410407 Bibcode 2005EPJC 40 15S doi 10 1140 epjcd s2005 03 003 y