Главная

• Физика чёрных дыр

  • Силы тяготения

  • Что такое чёрная дыра?

  • Из теории относительности

  • Эволюция

• Чёрные дыры

  • Общие свойства

  • Вращающиеся и заряженные

  • Первичные

  • Как обнаружить?

  • Что внутри?

Галерея

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД И ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ

Возможен ли коллапс малых масс? Прервём на время рассказ об удивительных свойствах чёрных дыр, чтобы ответить на неизбежный вопрос: “А какие есть основания считать, что чёрные дыры действительно существуют в природе?”

Для того чтобы тело с массой М образовало чёрную дыру, необходимо сжать его до размера порядка гравитационного радиуса, при этом плотность окажется порядка р{ро}~M/(4/3piR³_g)=Зс⁶/(32piG³М²)~7,3-10⁸²M^-2 г/см³ (М — масса в граммах). Еще задолго до достижения таких плотностей возникает необходимость преодолеть сопротивление обычных сил отталкивания. Самостоятельному переходу малых масс в энергетически выгодное состояние чёрной дыры препятствует энергетический барьер, высота которого определяется величиной необходимой работы против сил давления. Для больших масс такого барьера нет. Чтобы оценить критическую массу, при которой энергетический барьер исчезает, рассмотрим однородный шар, составленный из N нейтронов. Тогда, считая, что давление нейтронного вещества определяется уравнением состояния идеального (вырожденного) ферми-газа, для высоты энергетического барьера получаем значение порядка N^?/3 т П_л с², где mП_л= sqrt[^-hc/G] примерно= 2,8 • 10^-5 г — так называемая планковская масса. Если сравнить это выражение с полной массой покоя системы из N барионов Nm_nс² (m_n = 1,67-10^-24г — масса нейтрона), то видно, что при N<N_кр = = (^тпл /т_n)^{3 ~}- 10⁵⁷ действительно имеется барьер, препятствующий гравитационному коллапсу вещества. В 1962 г. известный советский физик Я. Б. Зельдович заметил, что с учётом квантовых эффектов коллапс малых масс оказывается возможным, однако поскольку этот процесс связан с квантовым подбэрьерным просачиванием, то вероятность его ничтожно мала. Для того чтобы предотвратить возможное недоразумение, подчеркнём, что мы рассматриваем в этом разделе вопрос о коллапсе изолированной массы. В среде с высокой плотностью и давлением возможно образование чёрных дыр меньшей массы.

О том, насколько велик этот потенциальный барьер в случае малых масс, позволяет судить следующий пример. Если бы мы захотели создать малую чёрную дыру, заставив сколлапсировать 1600 т железа, на преодоление барьера нам бы пришлось затратить энергию, выделяемую при термоядерном горении 2*10¹³ т дейтерия. Иными словами, нам бы потребовалось взорвать весь дейтерий, содержащийся в земном океане! Поэтому в современной Вселенной возможно образование чёрных дыр только с массой большей или порядка М_крит.= т_п N_крит.-10³³ г. Если теперь вспомнить, что масса средней звезды как раз имеет такой порядок (масса Солнца равна 2*Ю³³ г), то возникает закономерный вопрос, не возникают ли чёрные дыры естественным образом на каком-либо этапе эволюции звёзд.

Эволюция звёзд. Звёзды возникают из облаков газа и пыли, имеющихся во Вселенной. Первоначальные неоднородности этих образований возрастают со временем. В этом проявляется характерное для гравитационного взаимодействия свойство неустойчивости, уже отмечавшееся ранее. В результате этого процесса возникают массивные сгущения с массами, во много раз большими солнечной массы. Подобная протозвезда сжимается, при этом её первоначальная потенциальная гравитационная энергия превращается при сжатии в тепловую и температура в её центре растёт. Когда она достигает 10⁶ К, начинаются термоядерные реакции.

Доля водорода, наиболее распространённого элемента Вселенной, в звёздах высока — от 50 до 80%, а вместе с гелием он составляет от 96 до 99% массы звёзды. При термоядерной реакции водород превращается в гелии и выделяется та энергия, которая компенсирует звезде её потери на излучение. В термоядерной топке такой звезды, как наше Солнце, ежесекундно превращается в гелий ~600 млн. т водорода и при этом освобождается энергия, эквивалентная (согласно формуле Эйнштейна Е = тс²) массе ~4 млн. т. Однако запасы водорода в звёздах настолько велики, что их хватает на миллиарды лет. Давление нагретого газа противостоит в звезде гигантским силам гравитационного притяжения, горящие звёзды оказываются устойчивыми и, пока не исчерпались запасы водородного горючего, параметры звезды (такие, как температура, светимость), изменяются крайне незначительно.

После выгорания водорода давление падает и центральная область звезды сжимается. При сжатии растут плотность и температура и, когда температура достигает 100 млн. град., начинается термоядерное горение накопившегося гелия, Резкое выделение энергии при этом заставляет внешнюю часть звезды расшириться до гигантского размера в сотни миллионов километров, и звезда превращается в красный гигант. Сгорание гелия происходит быстрее, и эта стадия занимает существенно меньшее время, чем стадия горения водорода. Для звёзд гораздо массивнее Солнца при дальнейшем сжатии ядра после выгорания гелия возможны и другие типы термоядерных реакций, приводящих к появлению более тяжёлых элементов, однако и эти стадии лишь слегка оттягивают неизбежный конец.

Картина гибели звезды зависит от её массы. Звезды с массой порядка солнечной и меньше, постепенно сжимаясь и, возможно, выбросив часть своего вещества, превращаются в белые карлики — карликовые звёзды с размером порядка радиуса Земли и огромной плотностью. Плотность их настолько велика, что кубический сантиметр их вещества имеет массу, измеряемую тоннами. У только что образовавшегося белого карлика достаточно велики запасы тепловой энергии, и поэтому они светят ещё в течение сотен миллионов лет, постепенно остывая. Звёзды средней массы, от одной до нескольких масс Солнца, могут также превращаться в белые карлики, сбросив, однако, значительную часть своего вещества.

Самые массивные звёзды заканчивают свой жизненный путь грандиозным взрывом. Взрывы массивных звёзд приводят к выделению столь колоссальных энергий, что на короткое время умирающая звезда становится ярче целой галактики. Такие вспышки звезд, получивших название сверхновых, происходят в галактиках в среднем раз в 100 лет. Последняя вспышка сверхновой в нашей Галактике наблюдалась в 1604 г. При взрыве массивных сверхновых в космос выбрасывается огромное количество вещества, масса которого может составлять несколько солнечных масс. Скорость расширения оболочки, первоначально составляющая тысячи километров в секунду, с течением времени уменьшается до сотен километров в секунду. Через сотни дней сверхновая гаснет, и на её месте наблюдают в виде туманности сброшенную светящуюся оболочку.

Белые карлики. Предел Чандрасекара. Хотя детально рассчитать бурные процессы, сопровождающие гибель звезды, затруднительно, вопрос о том, какова дальнейшая участь звезды или её остатка, допускает довольно чёткий ответ. Поскольку ядерное горючее уже выгорело и потери энергии на излучение не компенсируются, звезда или её остаток могут закончить свою эволюцию в виде устойчивого холодного образования, если только давление этого холодного вещества окажется достаточно большим, чтобы противостоять гигантским силам гравитационного притяжения. Основной вклад в давление при низких температурах дают фермионы, которые в соответствии с принципом Паули не прекращают своего движения и при абсолютном нуле температуры.

При сжатии выгоревшей звезды на некотором этапе происходит разрушение атомов на их составляющие: ядра и свободные электроны. Это случается, когда атомы прижаты друг к другу до расстояний, меньших радиуса орбит вращения электронов в атоме. Давления вырожденного электронного газа оказывается достаточным для обеспечения равновесия звезды с массой меньшей или порядка солнечной. Сжатие такой звезды прекращается, когда размеры её становятся порядка размера Земли и образуется белый карлик.

Для белых карликов характерны следующие средние параметры: масса — 1,2-10³³ г, радиус — 9000 км, средняя плотность — 400 кг/см³, ускорение силы тяжести на поверхности — 10⁶ м/с², вторая космическая скорость (т. е. скорость ухода частиц с поверхности) — около 4000 км/с.

Чем больше масса белого карлика, тем выше плотность вещества в нём и тем больше импульс Ферми электронов. При плотности вещества порядка 2000 кг/см³ скорость движения электронов становится порядка скорости света и далее почти не растёт. Поэтому становится несущественным другой фактор, приводящий к увеличению давления, а именно, рост частоты ударов электронов о поверхность, помещённую в подобный релятивистский газ. Этого оказывается достаточно для того, чтобы рост давления перестал компенсировать рост силы тяготения, и звезда потеряла устойчивость. В начале 30-х гг. известный астрофизик С. Чандрасекар показал, что предел устойчивости белых карликов — 1,2 солнечной массы. Эта предёльная масса получила название предела Чандрасекара. Для вращающихся звёзд этот предел немного больше.

Нейтронные звёзды и пульсары. Что же происходит с мёртвыми звездами, массы которых превышают предел Чандрасекара? Этот вопрос был исследован в ряде работ в 30-х гг., среди которых следует выделить работы В. Бааде и Ф. Цвикки (1934 г.), Л. Д. Ландау (1937 г.),  Ю. Р. Оппенгеймера и Г. Волкова (1939 г.). В них было показано, что сжатие таких массивных звёзд продолжается до тех пор, пока плотность в них не достигнет плотности, характерной для атомных ядер: 10¹⁴— 10¹⁵ г/см³. При этом происходит перестройка вещества, в результате которой ядра разваливаются на составляющие их протоны и нейтроны. Энергия вырожденных электронов настолько велика, что энергетически более выгодным оказывается их слияние с протонами, и в веществе звезды при такой плотности появляется заметная нейтронная составляющая. Давление вырожденного нейтронного ферми-газа может остановить Сжатие, при этом образуется так называемая нейтронная звезда. Нейтронные звёзды имеют размер от 10 до нескольких десятков километров.

Для нейтронных звёзд характерны следующие средние параметры: масса — 2*10³³ г (порядка солнечной), радиус — 10—20 км, плотность — 2*10¹⁴ г/см³, минимальный период вращения — 0,001 с, вторая космическая скорость — 0,4—0,5 скорости света.

Открытие нейтронной звезды, предсказанной теоретиками, произошло в 1967 г. довольно неожиданным образом. Начиная с 1964 с, на радиотелескопе в Кавендишской лаборатории Кембриджского университета в Англии в группе, возглавляемой профессором Э. Хьюишем исследовались вариации радиоизлучения от дискретных космических источников. Однажды летом 1967г. аспирантка Э. Хьюиша Жаклин Белл обратила внимание на один довольно необычный источник, посылающий, как выяснилось позднее, строго периодические радиосигналы. До открытия других подобных объектов, получивших позднее название пульсаров, этот уникальный строго периодический характер радиоизлучения настолько озадачил открывателей, что в качестве одной из гипотез обсуждалась возможность посылки этих сигналов представителями внеземной цивилизации.

Идея о возможной связи пульсаров с остатками сверхновых завоевала признание, когда после открытия ещё нескольких пульсаров в 1968 г. был открыт пульсар в Крабовидной туманности, получивший название ПР0532 обладавший рекордно коротким периодом — 0,03 с. В 1054 г. астрономы Древнего Китая наблюдали вспышку сверхновой в созвездии Тельца, как раз в том месте, где теперь наблюдается Крабовидная туманность. Более того, по скорости расширения этой туманности астрономам удалось установить момент начала расширения, который блестяще совпал с датой наблюдения сверхновой китайскими астрономами. Таким образом, Крабовидная туманность — это оболочка, сброшенная сверхновой, а пульсар NP0532 — остаток звезды.

Расчёты показали, что ни вращение, ни колебания белых карликов не могут объяснить столь короткий период излучения пульсаров (до сотых долей секунды), и учёные пришли к выводу, что пульсары представляют собой разновидность нейтронных звёзд. Периодическое радиоизлучение пульсаров связано с наличием сильных магнитных полей у вращающихся нейтронных звёзд. Пульсар работает как маяк: направляемое магнитным полем излучение достигает Земли всякий раз, когда направление магнитного поля совпадает с направлением на Землю. В настоящее время число известных пульсаров измеряется сотнями.

Предельная масса нейтронных звёзд. Для устойчивых нейтронных звёзд также существует верхний предел массы. Этот предел, равный 2—3 солнечным массам (для нейтронных звёзд поправки, связанные с общей теорией относительности, могут достигать 15—20%. Ранее уже упоминалось о том, что наряду с общей теорией относительности имеется целый ряд логически непротиворечивых теорий гравитации. Вывод о существовании предельной массы нейтронных звёзд остаётся справедливым и в других наиболее разработанных вариантах (например, в скаляр-тензорной теории Бранса—Дикке и в биометрической теории Розека), однако само значение предельной массы может оказаться другим), возникает по той же причине, что и предел Чанд-расекара: нейтроны при плотностях, соответствующих предельной массе, становятся релятивистскими, давление с увеличением плотности растёт медленнее и нейтронная звезда теряет устойчивость. Новым оказывается то, что для звёзд большей массы остановка коллапса невозможна и сжатие звёздных остатков с массой, большей 2—3 масс Солнца, приводит к образованию чёрной дыры. Если бы вспышки всех достаточно массивных сверхновых приводили бы к образованию чёрных дыр, то в нашей Галактике число чёрных дыр исчислялось бы миллионами. Однако из-за того, что при взрыве массивных сверхновых может сбрасываться большая доля их массы, число реально существующих чёрных дыр может оказаться значительно меньше.

Итак, после гибели звезды остаётся либо белый карлик, либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра. Белые карлики были известны уже многие десятилетия, нейтронные звёзды открыты в виде пульсаров 15 лет назад, а что известно о чёрных дырах?