Gravitasjonskollaps

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
Gravitasjonskollaps av ei stjerne.
NGC 6745 produserer material med tettleik høg nok til å utløyse stjernedanning gjennom gravitasjonskollaps.

Gravitasjonskollaps er den raske kollapsen av ei stjerne med relativt stor masse når trykkreftene ikkje lenger greier å balansere gravitasjonskreftene. Ved ein gravitasjonskollaps blir store mengder energi frigjevne, og ein kan få danna nøytronstjerner eller svarte hòl.

Gravitasjonskollaps er medverkande til å danne strukturar i universet. Ei først jamn fordeling av materie vil etter kvart kollapse og skape eit hierarki av strukturar, slik som grupper av galaksar, stjernegrupper, stjerner og planetar. Til dømes vert ei stjerne fødd ved ein gradvis gravitasjonskollaps av ei sky av interstellar materie. Stjerner kan òg få ein gravitasjonskollaps mot slutten av levetida. Når alle stjerneenergikjelder er brukt opp, vil stjerna gå gjennom ein gravitasjonskollaps. Sluttilstanden vert kalla ei kompakt stjerne eller ein stjernerest.

Typane av kompakte stjerner er:

Kollapsen av ein kvit dverg tar titusenvis av år, medan stjerna bles bort dei ytre laga og dannar ei planetarisk tåke. Om ho har ei følgjestjerne, kan den kvite dvergen ta til seg materie frå følgjesstjerna fram til ho når Chandrasekhar-grensa, og gravitasjonskollapsen tar over igjen. I staden for å koallspe til det neste stadiet (nøytronstjerne), gjennomgår dei rømmande karbonfusjon, som bles bort i ein supernova type Ia. Nøytronstjerner vert danna av gravitasjonskollaps av større stjerner og er restane av andre typar supernovaer.

Enno større stjerner, over Tolman–Oppenheimer–Volkoff-grensa finn ikkje ein ny dynamisk likevekt sidan det ikkje finst noko kraft som står i mot gravitasjonen. Kollapsen held derfor fram utan at noko stoppar det. Når kollapsen når Schwarzschild-radiusen, kan ikkje ein gong lys sleppe unna stjerna, og ho har blitt eit svart hòl. I følgje teoriar vil det kollapsande objektet på eit tidspunkt nå den maksimale mogelege energitettleiken for eit visst romvolum, eller Planck-tettleiken. Dette er stadiet då dei kjende gravitasjonslovene ikkje gjeld lenger.[1] Det finst fleire teoriar kva som skjer då, men på dette stadiet kan ein ikkje lenger rekne det som ein gravitasjonskollaps.[2]

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]