Время - коллапс
Cтраница 2
 |
Радиационный распад двух состояний а и а, разделенных небольшим энергетическим интервалом, в общее состояние 6. [16] |
Отметим, что взаимодействие зависит от интенсивности. Раби, временах коллапса и временах возрождения для случаев, когда в начальный момент времени поле находится ( а) в когерентном состоянии и ( б) в тепловом состоянии. [17]
Такое рассеяние когерентно в том смысле, что атомное ядро действует нелинейно как одна частица, а не просто как группа из А отдельных нуклонов. Существование тяжелых ядер при высоких плотностях делает когерентное рассеяние преобладающим источником непрозрачности во время горячего коллапса звездного ядра. [18]
Предложены модели, основанные на предположении о наличии трубок некоего изначального магнитного поля, погребенного под конвективной зоной. Это поле - остаток исходного поля, порожденного конвективным динамо, которое действовало во время коллапса, протосолнца - Солнца до того момента, как температура в центре его достигла значения при котором могут протекать термоядерные реакции. [19]
Было установлено, что до того, как со звездой произойдет коллапс, в ней образуется очень плотное ядро. Почти вся энергия, освобожденная во время коллапса, рассеется в виде нейтрино, а плотное ядро превратится в нейтронное вещество. [20]
Время пролета фотоном отрезка, равного шварцшильдовскому радиусу для массы М, представляет собой кратчайшее характерное время, в течение которого возможны значительные изменения в крупномасштабном распределении массы. Только при гомологичном коллапсе т может приближаться к этому пределу. Если же вместо этого вначале проколлапсирует центральная часть звезды, а далее последует относительно медленная аккреция основной массы на центральную черную дыру, то время коллапса т окажется намного более продолжительным и гравитационное излучение будет значительно слабее. [21]
На первый взгляд кажется, что коллапсы в первом и втором слоях газа происходят совершенно независимо: второй слой зарегистрирует только те частицы, которые прошли через щели в первом слое. Обозначим через TQ величину AO / IO, где VQ - скорость падающей частицы, а АО - ее пробег в газе. Если TO C т, то за время коллапса атома газа налетающая частица пролетает расстояние XQT / TQ. Если это расстояние больше LQ, то падающая частица успевает создать рассеянные волны как в первом, так и во втором слоях газа. [22]
Сравнивая коллапс черной дыры и Большой Взрыв, известный российский физик-теоретик Яков Абрамович Смородинский отмечал: Между задачей о черной дыре и задачей о Большом Взрыве есть большое сходство. Если черная дыра кончает свое существование в сингулярности, то, повернув в ее истории время, мы получим модель Вселенной, которая в сингулярности рождается. Точнее, есть различие между положением наблюдателя в одном и другом случае. Коллапс черной дыры мы наблюдаем снаружи, и теория говорит, что для внешнего наблюдателя время полного коллапса ( время достижения сингулярности) бесконечно велико. Строго говоря, наблюдатель никогда не увидит конца эволюции черной дыры. [23]
Страницы: 1 2