Удивительная история черных дыр: конец звездной судьбы

      Комментарии к записи Удивительная история черных дыр: конец звездной судьбы отключены

Удивительная история черных дыр: конец звездной судьбы

Научное мышление подчас конструирует объекты со столь парадоксальными особенностями, что кроме того самые проницательные ученые сначала отказывают им в признании. Самый наглядный пример в истории новейшей физики — долгое отсутствие интереса к черным дырам, экстремальным состояниям гравитационного поля, предсказанным практически 90 лет назад. Продолжительное время их вычисляли чисто теоретической абстракцией, и только в 1960—1970-е годы уверовали в их действительность.

Но главное уравнение теории черных дыр было выведено более чем двухсот лет назад.

Озарение Джона Мичелла

Имя Джона Мичелла, физика, геолога и астронома, доктора наук пастора и Кембриджского университета англиканской церкви, совсем незаслуженно затерялось среди звезд британской науки XVIII века. Мичелл заложил фундамент сейсмологии — науки о землетрясениях, выполнил отличное изучение магнетизма и задолго до Кулона изобрел крутильные весы, каковые применял для гравиметрических измерений. В первой половине 80-ых годов XVIII века он постарался объединить два великих творения Ньютона — оптику и механику.

Ньютон вычислял свет потоком небольших частиц. Мичелл высказал предположение, что световые корпускулы, как и простая материя, подчиняются законам механики. Следствие из данной догадки выяснилось очень нетривиальным — небесные тела смогут превратиться в ловушки для света.

Как рассуждал Мичелл? Пушечное ядро, выстреленное с поверхности планеты, всецело преодолеет ее притяжение, только в случае если его начальная скорость превысит значение, именуемое сейчас второй скоростью убегания и космической скоростью. В случае если гравитация планеты столь сильна, что скорость убегания превышает скорость света, выпущенные в зенит световые корпускулы не смогут уйти в бесконечность. Это же случится и с отраженным светом.

Следовательно, для весьма удаленного наблюдателя планета окажется невидимой. Мичелл вычислил критическое значение радиуса таковой планеты Rкр в зависимости от ее массы М, приведенной к массе отечественного Солнца Ms: Rкр = 3 км*M/Ms.

Джон Мичелл верил своим формулам и предполагал, что глубины космоса скрывают множество звезд, каковые с Почвы нельзя разглядеть ни в один телескоп. Позднее к такому же выводу пришел великий французский математик, физик и астроном Пьер Симон Лаплас, включивший его и в первое (1796), и во второе (1799) издания собственного «Изложения совокупности мира». А вот третье издание вышло в свет в 1808-м, в то время, когда большая часть физиков уже вычисляли свет колебаниями эфира.

Существование «невидимых» звезд противоречило волновой теории света, и Лаплас счел за лучшее о них не упоминать. В последующие времена эту идею вычисляли курьезом, хорошим изложения только в трудах по истории физики.

Модель Шварцшильда

В ноябре 1915 года Альберт Эйнштейн опубликовал теорию гравитации, которую он назвал неспециализированной теорией относительности (ОТО). Эта работа сразу же отыскала благодарного читателя в лице его коллеги по Берлинской академии наук Карла Шварцшильда. Как раз Шварцшильд первым в мире применил ОТО для ответа конкретной астрофизической задачи, расчета метрики пространства-времени вне и в невращающегося сферического тела (для конкретности будем именовать его звездой).

Из вычислений Шварцшильда направляться, что тяготение звезды не через чур искажает ньютоновскую структуру пространства и времени только в том случае, если ее радиус намного больше той самой величины, которую вычислил Джон Мичелл! Данный параметр сперва именовали радиусом Шварцшильда, а на данный момент именуют гравитационным радиусом. В соответствии с ОТО, тяготение не воздействует на скорость света, но сокращает частоту световых колебаний в той же пропорции, в которой замедляет время.

В случае если радиус звезды в 4 раза превосходит гравитационный радиус, то поток времени на ее поверхности замедляется на 15%, а пространство получает ощутимую кривизну. При двукратном превышении оно искривляется посильнее, а время замедляет собственный бег уже на 41%. При достижении гравитационного радиуса время на поверхности звезды всецело останавливается (все частоты обнуляются, излучение замораживается, и звезда меркнет), но кривизна пространства все еще конечна.

Далеко от светила геометрия так же, как и прежде остается евклидовой, да и время не меняет собственной скорости.

Не обращая внимания на то, что значения гравитационного радиуса у Мичелла и Шварцшильда совпадают, сами модели не имеют ничего общего. У Мичелла время и пространство не изменяются, а свет замедляется. Звезда, размеры которой меньше ее гравитационного радиуса, светит , но видна она лишь не через чур удаленному наблюдателю. У Шварцшильда же скорость света полна, но структура пространства и времени зависит от тяготения.

Провалившаяся под гравитационный радиус звезда исчезает для любого наблюдателя, где бы он ни был (правильнее, ее возможно найти по гравитационным эффектам, но отнюдь не по излучению).

От неверия к утверждению

Шварцшильд и его современники полагали, что столь необычные космические объекты в природе не существуют. Сам Эйнштейн не только придерживался данной точки зрения, но и ошибочно думал, что ему удалось обосновать собственный вывод математически.

В 1930-е годы юный индийский астрофизик Чандрасекар доказал, что истратившая ядерное горючее звезда сбрасывает оболочку и преобразовывается в медлительно остывающий белый карлик только в том случае, если ее масса меньше 1,4 весов Солнца. Скоро американец Фриц Цвикки додумался, что при взрывах сверхновых появляются очень плотные тела из нейтронной материи; позднее к этому же выводу пришел и Лев Ландау.

По окончании работ Чандрасекара было разумеется, что подобную эволюцию смогут претерпеть только звезды с массой больше 1,4 весов Солнца. Исходя из этого появился естественный вопрос — существует ли верхний предел массы для сверхновых, каковые оставляют по окончании себя нейтронные звезды?

Во второй половине 30-х годов двадцатого века будущий папа американской ядерной бомбы Роберт Оппенгеймер установил, что таковой предел вправду имеется и не превышает нескольких солнечных весов. Дать более правильную оценку тогда не было возможности; сейчас как мы знаем, что массы нейтронных звезд обязаны пребывать в промежутке 1,5−3 Ms.

Но кроме того из приблизительных вычислений Оппенгеймера и его аспиранта Джорджа Волкова следовало, что самые массивные потомки сверхновых не становятся нейтронными звездами, а переходят в какое-то второе состояние. Во второй половине 30-ых годов двадцатого века Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер на идеализированной модели доказали, что массивная коллапсирующая звезда стягивается к собственному гравитационному радиусу. Из их формул практически направляться, что звезда на этом не останавливается, но соавторы воздержались от столь радикального вывода.

Окончательный ответ был отыскан во второй половине XX века упрочнениями целой плеяды блестящих физиков-теоретиков, среди них и советских. Оказалось, что подобный коллапс постоянно сжимает звезду «до упора», всецело разрушая ее вещество.

В следствии появляется сингулярность, «суперконцентрат» гравитационного поля, замкнутый в вечно малом количестве. (У неподвижной дыры это точка, у вращающейся — кольцо.) Кривизна пространства-времени и, следовательно, сила тяготения вблизи сингулярности стремятся к бесконечности. В конце 1967-го американец Джон Арчибальд Уилер первым назвал таковой финал звездного коллапса черной дырой. Новый термин полюбился физикам и привел в восхищение журналистов, каковые разнесли его в мире (не смотря на то, что французам он сперва не пришолся по нраву, потому, что выражение trou noir наводило на вызывающие большие сомнения ассоциации).

Чернодырное излучение

Все прошлые модели были выстроены только на базе ОТО. Но отечественный мир управляется законами квантовой механики, каковые не обходят вниманием и черные дыры. Эти законы не разрешают вычислять центральную сингулярность математической точкой.

В квантовом контексте ее поперечник задается длиной Планка-Уилера, примерно равной 10−33 сантиметра. В данной области простое пространство перестает существовать. Принято вычислять, что центр дыры нафарширован разнообразными топологическими структурами, каковые появляются и погибают в соответствии с квантовыми вероятностными закономерностями.

Свойства аналогичного пузырящегося квазипространства, которое Уилер назвал квантовой пеной, еще мало изучены.

Наличие квантовой сингулярности имеет прямое отношение к судьбе материальных тел, падающих в глубь черной дыры. При приближении к центру дыры любой объект, изготовленный из сейчас известных материалов, будет раздавлен и порван приливными силами. Но кроме того в случае если технологи и будущие инженеры создадут какие-то композиты и сверхпрочные сплавы с невиданными сейчас особенностями, они все равно обречены на исчезновение: так как в зоне сингулярности нет ни привычного времени, ни привычного пространства.

Сейчас разглядим в квантовомеханическую лупу горизонт дыры. Безлюдное пространство — физический вакуум — в действительности отнюдь не пусто. Из-за квантовых флуктуаций разных полей в вакууме непрерывно рождается и погибает множество виртуальных частиц. Потому, что тяготение около горизонта очень громадно, его флуктуации создают очень сильные гравитационные всплески.

При разгоне в таких полях новорожденные «виртуалы» покупают дополнительную энергию и подчас становятся обычными долгоживущими частицами.

Виртуальные частицы постоянно рождаются парами, каковые движутся в противоположных направлениях (этого требует закон сохранения импульса). В случае если гравитационная флуктуация извлечет из вакуума несколько частиц, может произойти так, что одна из них материализуется снаружи горизонта, а вторая (античастица первой) — в. «Внутренняя» частица провалится в дыру, а вот «внешняя» при благоприятных условиях может уйти.

В следствии дыра преобразовывается в источник излучения и исходя из этого теряет энергию и, следовательно, массу. Исходя из этого черные дыры в принципе нестабильны.

Данный феномен именуется эффектом Хокинга, в честь превосходного британского физика, что его открыл в середине 1970-х годов. Стивен Хокинг, например, доказал, что горизонт черной дыры излучает фотоны совершенно верно равно как и полностью тёмное тело, нагретое до температуры T = 0,5*10−7*Ms/M. Из этого следует, что по мере похудания дыры ее температура возрастает, а «испарение», конечно, улучшается.

Данный процесс очень медленный, и время судьбы дыры массы M образовывает около 1065*(M/Ms)3 лет. В то время, когда ее размер делается равным длине Планка-Уилера, дыра теряет стабильность и взрывается, выделяя ту же энергию, что и одновременный взрыв миллиона десятимегатонных водородных бомб. Любопытно, что масса дыры в момент ее исчезновения все еще достаточно громадна, 22 микрограмма.

В соответствии с некоторым моделям, дыра не исчезает бесследно, а оставляет по окончании себя стабильный реликт такой же массы, так называемый максимон.

Глубины космоса

Черные дыры не противоречат законам физики, но существуют ли они в природе? Совсем строгих доказательств наличия в космосе хоть одного аналогичного объекта до тех пор пока нет. Но очень возможно, что в некоторых двойных совокупностях источниками рентгеновского излучения являются черные дыры звездного происхождения.

Это излучение должно появляться благодаря отсасывания воздуха простой звезды гравитационным полем дыры-соседки. Газ на ходу к горизонту событий очень сильно нагревается и испускает рентгеновские кванты. Не меньше двух десятков рентгеновских источников на данный момент считаются подходящими кандидатами на роль черных дыр.

Более того, эти звездной статистики разрешают высказать предположение, что лишь в отечественной Галактике существует около десяти миллионов дыр звездного происхождения.

Черные дыры смогут формироваться и в ходе гравитационного сгущения вещества в галактических ядрах. Так появляются громадные дыры с массой в миллиарды и миллионы солнечных, каковые, по всей видимости, имеются во многих галактиках. "Наверное," в закрытом пылевыми тучами центре Млечного Пути скрывается дыра с массой 3−4 миллиона весов Солнца.

Стивен Хокинг заключил , что черные дыры произвольной веса имели возможность рождаться и сразу после Громадного Взрыва, давшего начало отечественной Вселенной. Первичные дыры массой до миллиарда тысячь киллограм уже испарились, но более тяжелые смогут и по сей день прятаться в глубинах космоса и в собственный срок устраивать космический фейерверк в виде замечательнейших вспышек гамма-излучения. Но до сих пор такие взрывы ни разу не наблюдались.

Фабрика черных дыр

А запрещено ли разогнать частицы в ускорителе до столь высокой энергии, дабы их столкновение породило черную дыру? На первый взгляд, эта мысль легко безумна — взрыв дыры сотрёт с лица земли все живое на Земле. К тому же она технически неосуществима. В случае если минимальная масса дыры вправду равна 22 микрограммам, то в энергетических единицах это 1028 электронвольт.

Данный порог на 15 порядков превышает возможности самого замечательного в мире ускорителя, Громадного адронного коллайдера (БАК), что будет запущен в ЦЕРНе в 2007 году.

Но нельзя исключать, что стандартная оценка минимальной массы дыры существенно завышена. По крайней мере, так утверждают физики, разрабатывающие теорию суперструн, которая включает в себя и квантовую теорию гравитации (действительно, далеко не завершенную). В соответствии с данной теории, пространство имеет не три измерения, а не меньше девяти.

Мы не подмечаем дополнительных измерений, потому, что они закольцованы в столь малых масштабах, что отечественные устройства их не принимают. Но гравитация вездесуща, она попадает и в скрытые измерения. В трехмерном пространстве сила тяготения обратно пропорциональна квадрату расстояния, а в девятимерном — восьмой степени.

Исходя из этого в многомерном мире напряженность гравитационного поля при уменьшении расстояния возрастает намного стремительнее, нежели в трехмерном. В этом случае планковская протяженность многократно возрастает, а минимальная масса дыры быстро падает.

Теория струн предвещает, что в девятимерном пространстве может появиться черная дыра с массой всего лишь в 10−20 г. Приблизительно такова же и расчетная релятивистская масса протонов, разогнанных в церновском суперускорителе. В соответствии с самый оптимистическому сценарию, он сможет за одну секунду создавать по одной дыре, которая проживет около 10−26 секунд. В ходе ее испарения будут рождаться всевозможные элементарные частицы, каковые несложно зарегистрировать.

Исчезновение дыры приведет к выделению энергии, которой не хватит кроме того чтобы нагреть один микрограмм воды на тысячную градуса. Исходя из этого имеется надежда, что БАК превратится в фабрику безвредных черных дыр. В случае если эти модели верны, то такие дыры смогут регистрировать и орбитальные детекторы космических лучей нового поколения.

Все вышеописанное относится к неподвижным черным дырам. Но существуют и вращающиеся дыры, владеющие букетом занимательнейших особенностей. Результаты теоретического анализа чернодырного излучения привели кроме этого к важному переосмыслению понятия энтропии, которое заслуживает отдельного беседы.

Но об этом — в следующем номере.

В том месте, за горизонтом

Черная дыра — это не вещество и не излучение. С некоей долей образности возможно заявить, что это самоподдерживающееся гравитационное поле, сконцентрированное в очень сильно искривленной области пространства-времени. Ее внешняя граница задается замкнутой поверхностью, горизонтом событий.

В случае если звезда перед коллапсом не вращалась, эта поверхность оказывается верной сферой, радиус которой сходится с радиусом Шварцшильда.

Физический суть горизонта весьма нагляден. Световой сигнал, отправленный с его внешней окрестности, может уйти на вечно далекую расстояние. А вот сигналы, посланные из внутренней области, не только не пересекут горизонта, но и неизбежно «провалятся» в сингулярность.

Горизонт — это пространственная граница между событиями, каковые смогут стать известны земным (и любым иным) астрологам, и событиями, информация о которых ни при каком раскладе не выйдет наружу. Как и положено «по Шварцшильду», далеко от горизонта притяжение дыры обратно пропорционально квадрату расстояния, исходя из этого для удаленного наблюдателя она проявляет себя как простое тяжелое тело. Не считая массы дыра наследует момент инерции коллапсировавшей звезды и ее заряд.

А все остальные чёрта звезды-предшественницы (структура, состав, спектральный класс и т. п.) уходят в небытие.

Пошлём к дыре зонд с радиостанцией, подающей сигнал раз в секунду по бортовому времени. Для удаленного наблюдателя по мере приближения зонда к горизонту промежутки времени между сигналами будут возрастать — в принципе, неограниченно. Когда корабль пересечет невидимый горизонт, он всецело замолчит для «наддырного» мира.

Но это исчезновение не окажется бесследным, потому, что зонд даст дыре собственную массу, вращательный момент и заряд.

Статья размещена в издании «Популярная механика» (№37, ноябрь 2005).

ШОКИРУЮЩИЕ факты про черные дыры


Интересные записи на сайте:

Подобранные по важим запросам, статьи по теме: