Розніца паміж версіямі "Гравітацыйны радыус"

др
вырашэнне неадназначнасцяў using AWB
(Новая старонка: ''''Гравітацыйны радыус''' (або '''радыус Шварцшыльда''') прадстаўляе сабой характэрны радыус, ...')
 
др (вырашэнне неадназначнасцяў using AWB)
'''Гравітацыйны радыус''' (або '''радыус Шварцшыльда''') прадстаўляе сабой характэрны радыус, вызначаны для любога [[Фізічнае цела|фізічнага цела]], які валодае [[маса]]й: гэта [[Радыус|радыус]] [[Сфера|сферы]] ў яркасных каардынатах, на якой знаходзіўся б [[гарызонт падзей]], які ствараецца гэтай масай у [[Агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]], калі б яна была размеркавана сферычна-сіметрычна, была б нерухомай (у прыватнасці, не круцілася, але радыяльныя рухи дапушчальныя), і цалкам ляжала б ўнутры гэтай сферы.
 
Гравітацыйны радыус прапарцыйны масе цела ''m'' і роўны <math>r_g = 2Gm/c^2</math>, дзе G - [[гравітацыйная пастаянная]], ''с'' - [[хуткасць святла]] ў [[вакуум]]е. Гэты выраз можна запісаць як <math>r_g \approx 1,\!48 \times 10^{-27}\,m\,</math> дзе <math>r_g</math> вымяраецца ў [[метр]]ах, а <math>m</math> - у [[кілаграм]]ах. Для [[Астрафізіка|астрафізікі]] зручным з'яўляецца запіс <math>r_g \approx 2,\!95 (m / M_\odot)</math> км, дзе <math>M_\odot</math> - маса [[Сонца]].
 
Па велічыні гравітацыйны радыус супадае з радыусам сферычна-сіметрычнага цела, для якога ў [[Класічная механіка|класічнай механіцы]] [[другая касмічная хуткасць]] на паверхні была б роўная хуткасці святла. На важнасць гэтай велічыні ўпершыню звярнуў увагу Джон Мічел ў сваім лісце да [[Генры Кавендыш|Генры Кавендыша]]а, апублікаваным ў [[1784]] годзе. У рамках агульнай тэорыі адноснасці гравітацыйны радыус (у іншых каардынатах) упершыню вылічыў ў 1916 году [[Карл Шварцшыльд|Карлам Шварцшыльдам]].
 
Гравітацыйны радыус звычайных астрафізічных аб'ектаў нікчэмна малы ў параўнанні з іх сапраўдным памерам: так, для [[Планета Зямля|Зямлі]] <math>r_g</math>&nbsp;=&nbsp;0,884&nbsp;, для [[Сонца]] <math>r_g</math>&nbsp;=&nbsp;2,95&nbsp;км. Выключэнне складаюць [[Нейтронная зорка|нейтронныя зоркі]] і гіпатэтычныя [[базонная зорка|базонныя]] і [[кваркавая зорка|кваркавыя зоркі]]. Напрыклад, для тыповай нейтроннай зоркі радыус Шварцшыльда складае каля {{Дроб|1|3}} ад яе ўласнага радыусу. Гэта абумоўлівае важнасць эфектаў агульнай тэорыі адноснасці пры вывучэнні такіх аб'ектаў.
 
Калі цела сціснуць да памераў гравітацыйнага радыусу, то ніякія сілы не змогуць спыніць яго далейшага сціску пад дзеяннем сіл прыцягнення. Такі працэс, званы рэлятывісцкім гравітацыйным калапсам, можа адбывацца з досыць масіўнымі зоркамі (як паказвае разлік, з масай больш двух-трох сонечных мас) у канцы іх эвалюцыі: калі, вычарпаўшы ядзернае «гаручае», зорка не выбухае і не губляе масу, то, сціскаючыся да памераў гравітацыйнага радыусу, яна павінна адчуваць рэлятывісцкі [[гравітацыйны калапс]]. Пры гравітацыйным калапсе з-пад сферы радыусу <math>r_g</math> не можа выходзіць ніякае выпраменьванне, ніякія часціцы. З пункту гледжання вонкавага назіральніка, які знаходзіцца далёка ад зоркі, з набліжэннем памераў зоркі да <math>r_g</math> ўласны час часціц зоркі неабмежавана запавольвае тэмп сваёй плыні. Таму для такога назіральніка радыус зоркі, якая калапсуе, набліжаецца да гравітацыйнага радыуса [[асімптота|асімптатычна]], ніколі не роблячыся менш яго.
64 554

праўкі