Вход
Регистрация Зарегистрируйтесь, чтобы получить расширенные возможности...

Черные дыры

ЧЁРНЫЕ ДЫ́РЫ — области космического пространства, в которых гравитационное притяжение настолько велико, что ни вещество, ни излучение не могут их покинуть. Черная дыра отделена от остального пространства «горизонтом событий» — поверхностью, на которой вторая космическая скорость равна скорости света. Поскольку в природе ничто не может двигаться с большей скоростью, никакой носитель информации не может выйти из-под горизонта событий (часто его называют «поверхностью черной дыры»). Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие «под поверхностью» черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. В то же время, вещество и излучение, падающее снаружи на черную дыру, может свободно проникать через горизонт событий. Черная дыра все поглощает, но ничего не выпускает. Название было предложено в 1968 году американским физиком Джоном Арчибальдом Уилером.
Теоретически черная дыра может иметь любую массу (M). При этом ее размер (rg — «гравитационный радиус», то есть радиус горизонта событий) определяется условием равенства на нем второй космической скорости и скорости света (с): GM/rg = c2, где G = 6,67·10-11 Н м2/кг2, гравитационная постоянная. Отсюда rg = 2GM/c2. Например, для Солнца (M = 2·1030 кг) получается rg= 3 км, а для Земли (M = 61024 кг) получается rg=1 см. Вблизи черной дыры напряженность гравитационного поля так велика, что все физические процессы можно описывать только с помощью релятивистской теории тяготения — общей теории относительности Эйнштейна. Однако формулу для rg получили, используя классическую ньютоновскую физику, и по случайности она совпадает с результатом релятивистского расчета. Создать черную дыру в условиях лаборатории не удастся: при любых разумных массах (даже в миллионы тонн) ее размер должен быть меньше, чем у протона или нейтрона. Поэтому свойства черных дыр изучаются теоретически. Расчеты показывают, что некоторые звезды в конце своей жизни могут сжиматься (коллапсировать) и превращаться в черные дыры.
В 1783 году британский геолог и астроном Джон Мичелл (1724-1793) предположил, что в природе могут существовать столь массивные звезды, что даже луч света не способен покинуть их поверхность. Простой расчет позволил французскому математику и астроному Пьеру Симону Лапласу высказать в своей книге «Система мира» (1796) следующую мысль: «Светящаяся звезда с плотностью равной плотности Земли и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения; поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми». Однако масса такой звезды должна была бы в десятки миллионов раз превосходить солнечную. Поскольку астрономические измерения показали, что массы реальных звезд близки к солнечной, идея Мичелла и Лапласа о черных дырах была забыта.
В 1916 году немецкий астроном Карл Шварцшильд получил первое точное решение уравнений созданной Эйнштейном теории гравитации. Оказалось, что пустое пространство вокруг массивной точки обладает особенностью на расстоянии rg от нее; поэтому величину rg называют «шварцшильдовским радиусом», а соответствующую поверхность (горизонт событий) – шварцшильдовской поверхностью. В первой половине 20 века усилиями теоретиков были выяснены многие удивительные особенности решения Шварцшильда, но как реальный объект исследования черные дыры не рассматривались.
В 1930-х годах, после создания квантовой механики и открытия нейтрона, физики исследовали возможность формирования компактных объектов — белых карликов и нейтронных звезд — как продуктов эволюции нормальных звезд. Оказалось, что такие объекты могут существовать при умеренной начальной массе звезды. В 1939 году американские физики Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер обосновали вывод, что ядро массивной звезды должно коллапсировать в предельно малый объект, свойства пространства вокруг которого (если он не вращается) описываются решением Шварцшильда. Поскольку такой, как говорили тогда, «коллапсар» или «застывшая звезда» не излучает электромагнитных волн, астрономы понимали, что обнаружить ее в космосе маловероятно.
Редактировать

Поиск черных дыр

Учитывая важнейшие свойства черных дыр — массивность, компактность и невидимость, — астрономы постепенно выработали стратегию их поиска. Проще всего обнаружить черную дыру по ее гравитационному взаимодействию с окружающим веществом, например, с близкими звездами. Попытки обнаружить невидимых массивных спутников в двойных звездах не увенчались успехом. Но после запуска на орбиту рентгеновских телескопов выяснилось, что черные дыры весьма активно проявляют себя в тесных двойных системах, где они отбирают вещество у соседней звезды и поглощают его, нагревая при этом до температуры в миллионы градусов и делая на короткое время источником рентгеновского излучения.
Поскольку в двойной системе черная дыра в паре с нормальной звездой обращается вокруг общего центра массы, астрономам удается, измеряя скорость звезды, определить массу ее невидимого компаньона и доказать, что это действительно черная дыра. Теория эволюции звезд показывает, что если масса сжимающегося ядра звезды превосходит 3M, то ничто не может остановить его коллапс и превращение в черную дыру. Астрономы выявили уже более дюжины двойных систем, где масса невидимого компаньона превосходит 3M, и заметили у них проявления активности вещества, падающего в черную дыру, например, очень быстрые колебания блеска, характерные для горячего газа, стремительно вращающегося вокруг компактного объекта. Особенно перспективной считают рентгеновскую двойную звезду V404 Лебедя, масса невидимого компонента которой оценивается не менее, чем в 6M. Другие кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах Лебедь X-1, LMC X-3, V616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. Почти все они расположены в пределах нашей Галактики, а система LMC X-3 находится в близкой к нам галактике Большое Магелланово Облако.
Другим направлением поиска черных дыр служит изучение ядер галактик. В них скапливаются и уплотняются огромные массы вещества, сталкиваются и сливаются звезды, поэтому там могут формироваться сверхмассивные черные дыры, превосходящие по массе Солнце в миллионы раз. Они притягивают к себе окружающие звезды, создавая в центре галактики пик яркости. Они разрушают близко подлетающие к ним звезды, вещество которых образует вокруг черной дыры аккреционный диск и частично выбрасывается вдоль оси диска в виде быстрых струй и потоков частиц. Это не умозрительная теория, а процессы, реально наблюдаемые в ядрах некоторых галактик и указывающие на присутствие в них черных дыр с массами до 100 млн M. Получены также довольно убедительные доказательства того, что и в центре нашей Галактики есть черная дыра с массой около 2 млн M.
Вполне вероятно, что самые мощные процессы энерговыделения во Вселенной происходят с участием черных дыр. Именно они считаются источником активности в ядрах квазаров — молодых массивных галактик. Именно их рождение, как полагают астрофизики, знаменуется самыми мощными взрывами во Вселенной, проявляющимися как гамма-всплески.
Редактировать

Свойства черных дыр

Сейчас одно из важнейших направлений физики — исследование черных дыр, поскольку вблизи них проявляются скрытые свойства гравитации. Для поведения вещества и излучения в слабых гравитационных полях различные теории тяготения дают почти неразличимые прогнозы; однако в сильных полях, характерных для черных дыр, предсказания различных теорий существенно расходятся, что дает ключ к выявлению лучшей среди них. В рамках наиболее популярной сейчас теории гравитации Эйнштейна свойства черных дыр изучены весьма подробно. Наиболее любопытные особенности черных дыр таковы:
1) Вблизи черной дыры время течет медленнее, чем вдали от нее. Если удаленный наблюдатель бросит в сторону черной дыры зажженный фонарь, то увидит, как фонарь будет падать все быстрее и быстрее, но затем, приближаясь к поверхности Шварцшильда, он начнет замедляться, а его свет будет тускнеть и краснеть (поскольку замедлится темп колебания всех его атомов и молекул). С точки зрения далекого наблюдателя, фонарь практически остановится и станет невидим, так и не сумев пересечь поверхность черной дыры. Но если бы наблюдатель сам прыгнул вместе с фонарем, то он за короткое время пересек бы поверхность Шварцшильда и упал к центру черной дыры, будучи при этом, к сожалению, разорван ее мощными приливными силами.
2) Каким бы сложным не было исходное тело, после его сжатия в черную дыру внешний наблюдатель может определить только три его параметра: массу, момент импульса и электрический заряд. Все остальные особенности тела (форма, распределение плотности, химический состав и пр.) в ходе коллапса «стираются». Например, если сжималось незаряженное и невращающееся тело, то в результате получится шварцшильдовская (сферически симметричная) черная дыра, а все исходные неровности тела излучатся при коллапсе в форме гравитационных волн.
3) Если исходное тело вращалось, то вокруг черной дыры сохраняется «вихревое» гравитационное поле, увлекающее все соседние тела во вращательное движение вокруг нее. Поле тяготения вращающейся черной дыры называют полем Керра (который первым нашел решение соответствующих уравнений).
4) Все вещество внутри черной дыры непременно падает к ее центру и образует сингулярность с бесконечно большой плотностью. Английский физик Стивен Хокинг определяет сингулярность как «место, где разрушается классическая концепция пространства и времени так же, как и все известные законы физики, поскольку все они формулируются на основе классического пространства-времени».
5) Хотя черная дыра «все съедает и ничего не отпускает», тем не менее возможен обмен энергией между ней и внешним пространством, например, пролетающие вблизи нее частицы или кванты могут уносить энергию ее вращения. Кроме этого С. Хокинг открыл возможность очень медленного самопроизвольного квантового «испарения» черных дыр, который, вообще говоря, может приводить к их полному исчезновению.
Редактировать

Дополнительная литература

  • Новиков И. Д. Черная дыра // Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М.: Сов. энциклопедия, 1986, с. 714-718.
  • Черепащук А. М. Массы черных дыр в двойных системах // Успехи физических наук, 1996, т.166, N 8, с.809.
  • Мизнер Ч., Торн К., Уилер Дж. Гравитация. М.: Мир, 1977. Т. 3. Шапиро С., Тьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. М.: Мир, 1985.
  • Чандрасекар С. Математическая теория черных дыр. М.: Мир, 1986.
  • Новиков И. Д., Фролов В. П. Физика черных дыр. М.: Наука, 1986. Черные дыры. Сб. статей. М.: Мир, 1978.
  • Черепащук А. М. Вселенная, жизнь, чёрные дыры. - Фрязино: Век 2, 2004.
  • Трофименко А. П. Белые и черные дыры во Вселенной. - Минск: Университетское, 1991.
  • Черные дыры. Мембранный подход. - М.: Мир, 1988.
Статья находится в рубриках
Яндекс.Метрика