引力縮是恒星演化初期或者末期的一種猛烈變化過程，包括恒星形成中、恒星衰亡中和II型超新星的三種引力塌縮，三種不同引力塌縮的過程是不同的，包含的物質(zhì)變化也有區(qū)別，在引力坍縮過程中，恒星中心部分形成致密星，并可能伴有大量的能量釋放和物質(zhì)的拋射。
科學(xué)定義
中文名稱：引力坍縮
溴化鉺：gravitational?collapse
定義：天體在壓力不足以與自身引力抗衡時的急劇收縮過程。
應(yīng)用學(xué)科：天文學(xué)（一級學(xué)科）；天體物理（二級學(xué)科）
簡單介紹
引力坍縮是天體物理學(xué) 上恒星 或星際物質(zhì) 在自身物質(zhì)的引力作用下向內(nèi)塌陷的過程，產(chǎn)生這種情況的原因是恒星本身不能提供足夠的壓力以平衡自身的引力，從而無法繼續(xù)維持原有的流體靜力學(xué)平衡，引力使恒星物質(zhì)彼此拉近而產(chǎn)生坍縮。在天文學(xué)中，恒星形成或衰亡的過程都會經(jīng)歷相應(yīng)的引力坍縮。特別地，引力坍縮被認為是Ib和Ic型超新星 以及II型超新星 形成的機制，大質(zhì)量恒星坍縮成黑洞 時的引力坍縮也有可能是伽瑪射線暴的形成機制之一。由于在引力坍縮中很有可能伴隨著引力波的釋放，通過對引力坍縮進行計算機數(shù)值模擬以預(yù)測其釋放的引力波波形是當(dāng)前引力波天文學(xué) 界研究的課題之一。
主要分類
恒星形成
恒星形成于星際間塵埃和氣體構(gòu)成的巨型星云，這些星云中的粒子通常狀態(tài)下以高速隨機運動，彼此間的引力不足以將它們壓縮到一起。但當(dāng)外界條件（例如臨近的超新星爆發(fā)或者其他激變事件的發(fā)生）允許時，這些星云被足夠強的壓力壓縮以至于引力能夠克服這些粒子的運動使它們彼此靠攏。于是星云開始引力坍縮的過程，并且其速度越來越快，由于角動量守恒的制約最終從原先龐大的星云中分離出許多小的但更致密的星云，這一過程也經(jīng)常稱作引力凝聚（gravitational?凝結(jié)）。這些星云繼續(xù)在自身的引力作用下發(fā)生坍縮，同時坍縮的能量不斷轉(zhuǎn)化成星云的內(nèi)能，在星云內(nèi)部產(chǎn)生向外的輻射壓，這個輻射壓能夠通過平衡向內(nèi)的引力逐漸減緩并最終停止引力坍縮。當(dāng)輻射壓與引力彼此平衡時，星云坍縮為一個具有一定密度的球體，這被稱作原恒星。
一個約大于1/10倍太陽質(zhì)量的原恒星能夠具有足夠高的溫度和密度發(fā)生氫核聚變，從而能夠演化為主序星，在主序星階段提供恒星輻射壓的主要來源就是這種氫核聚變。而小于這一質(zhì)量的原恒星只能形成褐矮星或次恒星天體，它們不能進行氫核聚變，但有些可以進行核聚變；更小的原恒星只有成為行星的可能，正如太陽系中的大行星那樣。
恒星衰亡
由于支持恒星的輻射壓來自于恒星內(nèi)部輕元素到重元素的聚變而產(chǎn)生的熱量，當(dāng)恒星的核燃料消耗盡后，恒星的溫度會逐漸冷卻，輻射壓從而逐漸不能平衡恒星自身的引力而產(chǎn)生坍縮，而恒星的半徑會逐漸減小。這種坍縮可能會因恩里科·費米簡并壓力的存在而停止，即由于泡利不相容原理的存在，恒星的任意兩個電子都拒絕繼續(xù)接近，這種因電子簡并壓力而獲得支撐自身引力的星體即是伴星。
而有些星體的質(zhì)量過大以至超過了錢德拉塞卡極限（1.4倍太陽質(zhì)量），電子的簡并壓力不足以平衡向內(nèi)的引力坍縮，此時恒星的半徑會進一步減小，電子和質(zhì)子合并產(chǎn)生中子和中微子，這一過程叫做不可逆β衰變。最終中微子全部飄散，恒星坍縮成一顆依靠中子簡并壓力平衡引力并且典型半徑只有10千米的中子星。中子星的光度非常低，但常常具有高速的角動量和高強度的磁場，這樣的中子星被稱作脈沖星，最早于1967年被發(fā)現(xiàn)。脈沖星所釋放的電磁脈沖具有高度的方向性和規(guī)律性。關(guān)于描述中子星的狀態(tài)方程人們至今還并未完全了解，但普遍認為質(zhì)量過大的中子星沒有一個穩(wěn)定的態(tài)，它會在引力的作用下持續(xù)坍縮為一個黑洞，這個臨界條件（大約在3-4倍太陽質(zhì)量）叫做奧本海默-沃爾科夫極限。
II型超新星
II型超新星是大質(zhì)量恒星引力坍縮的結(jié)果。一般認為質(zhì)量在9倍太陽質(zhì)量以上大質(zhì)量恒星在核聚變反應(yīng)的最后階段會產(chǎn)生鐵元素的內(nèi)核，其內(nèi)核的坍縮速度可以達到每秒七萬千米（約合0.23倍光速），這個過程會導(dǎo)致恒星的溫度和密度發(fā)生急劇增長。內(nèi)核的這一能量損失過程終止于向外簡并壓力與向內(nèi)引力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下，γ射線將鐵原子分解為氦原子核并釋放中子，同時吸收能量；而質(zhì)子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合并，產(chǎn)生中子和逃逸的中微子。
在一顆典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始溫度可達一千億開爾文，這是太陽核心溫度的6000倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放，以形成一顆穩(wěn)定的中子星，而這一過程能夠通過進一步的中微子釋放來完成。這些“熱”中微子構(gòu)成了涵蓋所有味的中微子-反中微子對，并且在數(shù)量上是通過電子俘獲形成的中微子的好幾倍。大約1046 焦耳的引力能量——約占星體剩余質(zhì)量的10%——會轉(zhuǎn)化成持續(xù)時間約10秒的中微子暴，這是這場事件的主要產(chǎn)物。中微子暴會帶走內(nèi)核的能量并加速坍縮過程，而某些中微子則還有可能被恒星的散逸層物質(zhì)吸收，為其后的超新星爆發(fā)提供能量。
內(nèi)核最終會坍縮為一個直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個原子核的密度相當(dāng)，其后坍縮會因核子間的強相互作用以及中子簡并壓力突然終止。向內(nèi)坍縮的物質(zhì)的運動由于突然被停止，物質(zhì)會發(fā)生一定程度的反彈，由此會激發(fā)出向外傳播的激波。計算機模擬的結(jié)果指出這種向外擴散的激波并不是導(dǎo)致超新星爆發(fā)的直接原因；實際上在內(nèi)核的外層區(qū)域由于重元素的解體導(dǎo)致的能量消耗，激波存在的時間只有毫秒量級。這就需要存在一種尚未了解的過程，能夠使內(nèi)核的散逸層區(qū)域重新獲得大約1044 焦耳的能量，從而形成可見的爆發(fā)。當(dāng)前的相關(guān)研究主要集中在對于作為這一過程基礎(chǔ)的中微子重新升溫、自旋和磁場效應(yīng)的組合研究。
當(dāng)原始恒星的質(zhì)量低于大約20倍太陽質(zhì)量（取決于爆炸的強度以及爆炸后回落的物質(zhì)總量），坍縮后的剩余產(chǎn)物是一顆中子星；對于高于這個質(zhì)量的恒星，剩余質(zhì)量由于超過奧本海默-沃爾科夫極限會繼續(xù)坍縮為一個黑洞（這種坍縮有可能是伽瑪射線暴的產(chǎn)生原因之一，并且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產(chǎn)生再一次的超新星爆發(fā)），理論上出現(xiàn)這種情形的上限大約為40-50倍太陽質(zhì)量。對于超過50倍太陽質(zhì)量的恒星，一般認為它們會跳過超新星爆發(fā)的過程而直接坍縮為黑洞，不過這個極限由于模型的復(fù)雜性計算起來相當(dāng)困難。但據(jù)最近的觀測顯示，質(zhì)量極高的恒星（～150倍太陽質(zhì)量）在形成II型超新星時很可能不需要鐵核的存在，而其爆發(fā)可能具有另一種完全不同的理論機制。
引力輻射
由于超新星的引力坍縮并不是高度對稱的，這一點已經(jīng)在對超新星SN 1987A的觀測中得到證實，超新星的爆發(fā)很有可能是一種重要的引力波源，按照不同情況可分為三類。
初期
在超新星引力坍縮開始后形成中子星的最初期（～0.1秒），這個新生的中子星處于高度不穩(wěn)定的對流狀態(tài)，同時它也是高溫并且是非球?qū)ΨQ的，處于一種“沸騰”的狀態(tài)。這種沸騰能夠使中心熾熱的核物質(zhì)（～1012開爾文）上升到中子星的表面，并被表面的中微子流冷卻。理論上這一過程中非對稱的中子星的自轉(zhuǎn)會產(chǎn)生相當(dāng)微弱的并具有周期性的引力輻射。據(jù)推測，這個過程中可能會產(chǎn)生大概在10個周期上的引力波，頻率在100赫茲左右，強度在3*10-22 （30kpc|r）的量級（是超新星到地球的距離）。這類事件由于有熾熱的中微子流的存在，可以由中微子探測器與引力波探測器進行相關(guān)符合測量。
過程中
在超新星的引力坍縮過程中，轉(zhuǎn)動會使坍縮的內(nèi)核逐漸變得扁平，從而開始發(fā)生引力輻射。如果內(nèi)核的角動量足夠小以至于離心力不足以使坍縮在內(nèi)核達到原子核的密度之前就停下，那么內(nèi)核的坍縮、反彈以及之后發(fā)生的振蕩很有可能是軸對稱的。因此這期間會產(chǎn)生一種持續(xù)時間很短且無周期性的引力波的突發(fā)信號（burst），并伴隨有電子俘獲和中微子輸運的過程。但引力輻射的波形和振幅都很難從理論上預(yù)測，現(xiàn)在只有數(shù)值模擬的方法。這種突發(fā)信號可能頻帶很寬，中心頻率在1千赫茲；或者有可能是在200赫茲到10千赫茲之間任意一個頻率的周期性啁啾信號。理論上估計如果其發(fā)射的能量要大于0.01倍太陽質(zhì)量，現(xiàn)在的地面探測器則有可能觀測到發(fā)生在本星系團之內(nèi)的這類事件。但事實上數(shù)值模擬的結(jié)果顯示這部分引力輻射的能量非常少，一般認為輻射能量不會超過超新星總質(zhì)量的?10-6 ，相應(yīng)的強度在3*10-21 （30kpc|r）的量級之下，這對于現(xiàn)在的地面引力波探測器LIGO和VIRGO而言將無法探測到本星系群以外的此類事件。
如果在坍縮過程中內(nèi)核的角動量足夠大以至于它能使坍縮在內(nèi)核達到原子核的密度之前就停下，則這過程中產(chǎn)生的動態(tài)不穩(wěn)定性有可能破壞內(nèi)核的軸對稱性。內(nèi)核有可能形成一種自轉(zhuǎn)的棒狀結(jié)構(gòu)，并有可能碎裂成更多大質(zhì)量的碎塊。這個過程所形成的引力波強度有可能可以與雙中子星旋近時的引力波強度相媲美。這種強度的引力波信號可以被現(xiàn)在的LIGO和VIRGO探測至本星系團之內(nèi)（超新星爆發(fā)幾率為每年幾次），并有可能在下一代探測器中延伸到超新星爆發(fā)幾率為每年幾萬次的范圍。
經(jīng)過氧燃燒的核反應(yīng)階段之后
恒星核心區(qū)經(jīng)過氧燃燒的核反應(yīng)階段之后﹐如果質(zhì)量大于錢德拉塞卡極限﹐并且由鐵族核素構(gòu)成時﹐它的等效多方指數(shù)γ接近臨界值4/3（見恒星球的平衡及穩(wěn)定）。這時恒星中心溫度約為6×10^9K﹐它將發(fā)生引力坍縮過程。在這個階段﹐恒星中心溫度很高﹐各類中微子產(chǎn)生過程(例如光生中微子過程，電子對湮沒中微子過程﹑中微子軔致輻射等)都會引起中微子將中心部分的能量迅速帶走﹐使恒星核心區(qū)很快冷卻﹐以致輻射壓力不足以抵御自引力的作用﹐從而形成引力坍縮。
結(jié)果介紹
當(dāng)恒星中心密度足夠大時﹐在引力坍縮中發(fā)生下列反應(yīng)﹕e?+(Z﹐A?)→+(Z?-1﹐A?)。e?為電子。(Z﹐A?)是質(zhì)子數(shù) 為Z?﹐核子數(shù)為A?的原子核 ﹔為電子中微子。這種過程引起物質(zhì)的中子化。在一定條件下(例如γ÷4/3)﹐引力坍縮過程中將出現(xiàn)強的激波﹐它引起恒星散逸層物質(zhì)的拋射。但在有些條件下(如γ>4/3)﹐坍縮過程并不一定伴有質(zhì)量拋射。不同質(zhì)量的恒星﹐在引力坍縮后有可能形成各種不同類型的致密星。引力無限坍縮這個概念，就象潘多拉 從“災(zāi)禍之匣”中放出的東西一樣，它一經(jīng)從“物理之匣”中放出之后，就再也沒有能力將它收回了。總之，關(guān)于星體的最終結(jié)局的結(jié)論有兩條：
1、發(fā)生引力坍縮，形成大量的致密天體。
2、致密天體大體有兩大類
一是由有限坍縮形成的，例如伴星 和中子星，另一種則是由無限坍縮形成的天體。第一個結(jié)論就艾薩克·牛頓引力理論或廣義相對論 來說都是一樣。
第二個結(jié)論當(dāng)然只能靠廣義相對論來得到，因為牛頓的引力理論不適用于強場情況。先討論第一個結(jié)論的觀測證實。
坍縮與黑洞
黑洞物理學(xué),作為廣義相對論的應(yīng)用發(fā)展，近年來人們對它的研究十分感興趣。這里面涉及的內(nèi)容很多，本文擬就史瓦西里洞作一概述，亞從球?qū)ΨQ引力坍縮的計算，說明黑洞形成的
可能性。?1?阿爾伯特·愛因斯坦真空方程為?R。、=口(1)真空球?qū)ΨQ度規(guī)的標(biāo)準(zhǔn)形式為?ds”=B(r)dt‘一A(f)d/一/(d日’
抗衡力介紹
1場方程?假設(shè)恒星物質(zhì)自身的磁場能量密度遠大于組成恒星的流體的壓強，可將恒星物質(zhì)作零壓流體處理。在柱坐標(biāo)系中，穩(wěn)態(tài)軸對稱時空度規(guī)的普遍形式為〔‘〕?ds,一exp(2甲)eZdtZ一exp〔2(必一傘)〕(dr,+dz,)一r,exp(一2少)a尹.(l)其中少，必僅是坐標(biāo)r,z的函數(shù)。按照慣例(x0,xl,擴,x
參考資料 >
學(xué)社百科——引力坍縮.wiki.cnki.com.cn.2012-08-14