Терновка

Черные дыры

 Данный проект по нашему мнению рассчитан на школьника или студента как общеобразовательный материал, а не как научное пособие. Поэтому мы постарались упростить и сократить данный материал, и изложить его в наиболее понятной форме. Для более глубокого изучения данной темы советуем использовать специальную научную литературу.    

Авторы проекта.

Галерея

 Список источников и используемые программы

Определение:

ЧЕРНАЯ ДЫРА, область в пространстве, возникшая в результате полного гравитационного коллапса вещества, в которой  гравитационное притяжение так велико, что ни вещество, ни свет, ни другие носители информации не могут ее покинуть. Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие внутри черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. Черная дыра окружена поверхностью со свойством однонаправленной мембраны: вещество и излучение свободно падает сквозь нее в черную дыру, но оттуда ничто не может выйти. Эту поверхность называют «горизонтом событий».

Немного истории:

Первым ученым, придумавшим объект, напоминающий черную дыру, был английский священник и теолог, один из основателей научной сейсмологии Джон Митчелл. В 1783 году он изложил свои соображения в докладе Лондонскому Королевскому обществу. Но, как часто бывало в истории науки, сообщение осталось практически незамеченным, так что долгое время приоритет отдавался знаменитому французскому ученому Лапласу, через одиннадцать лет после Митчелла пришедшему к похожим выводам и опубликовавшему их в своей книге "Изложение системы мира". Доклад Митчелла был найден в "Философских трудах Лондонского Королевского общества" только в 1984 году. Идея Митчелла и Лапласа была очень простой: они предположили, что в природе могут существовать тела, для которых вторая космическая скорость превышает скорость света. Поэтому такие тела будут невидимыми для наблюдателя, хотя и могут проявлять себя гравитационным воздействием на другие объекты. По словам Лапласа, "звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз большим диаметра Солнца не дает световому лучу достичь нас благодаря своему тяготению, а потому не исключено, что самые яркие тела во Вселенной по этой причине невидимы". А Митчелл предложил искать такие звезды по анализу движения второй звезды в двойной системе - метод, широко использующийся сейчас для обнаружения черных дыр

Черные дыры, позже предсказанные общей теорией относительности (теорией гравитации, предложенной Эйнштейном в 1915) и другими, более современными теориями тяготения, были математически обоснованы Р. Оппенгеймером и Х. Снайдером в 1939. Но свойства пространства и времени в окрестности этих объектов оказались столь необычными, что астрономы и физики в течение 25 лет не относились к ним серьезно. Однако астрономические открытия в середине 1960-х годов заставили взглянуть на черные дыры как на возможную физическую реальность. Их открытие и изучение принципиально изменило наши представления о пространстве и времени.  

1939г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, которой первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе.

Образование черных дыр:

 Пока в недрах звезды происходят термоядерные реакции, они поддерживают высокую температуру и давление, препятствуя сжатию звезды под действием собственной гравитации. Однако со временем ядерное топливо истощается, и звезда начинает сжиматься. Расчеты показывают, что если масса звезды не превосходит трех масс Солнца, то она выиграет «битву с гравитацией»: ее гравитационный коллапс будет остановлен давлением «вырожденного» вещества, и звезда навсегда превратится в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить ее катастрофического коллапса и она быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой.

Если астроном будет наблюдать звезду в момент ее превращения в черную дыру, то сначала он увидит, как звезда все быстрее и быстрее сжимается, но по мере приближения ее поверхности к гравитационному радиусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом приходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Это происходит потому, что в борьбе с гигантской силой тяжести свет теряет энергию и ему требуется все больше времени, чтобы достичь наблюдателя. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, астроном никогда не дождется этого момента и тем более не увидит того, что происходит со звездой под горизонтом событий. Но теоретически этот процесс исследовать можно.

Расчет идеализированного сферического коллапса показывает, что за короткое время звезда сжимается в точку, где достигаются бесконечно большие значения плотности и тяготения. Такую точку называют «сингулярностью». Более того, общий математический анализ показывает, что если возник горизонт событий, то даже несферический коллапс приводит к сингулярности. Однако все это верно лишь в том случае, если общая теория относительности применима вплоть до очень маленьких пространственных масштабов. В микромире действуют квантовые законы, а квантовая теория гравитации пока не создана. Ясно, что квантовые эффекты не могут остановить сжатие звезды в черную дыру, а вот предотвратить появление сингулярности они могли бы.

Горизонт событий:

Общая теория относительности А. Эйнштейна предсказывает удивительные свойства черной дыры, из которых важнейшее - наличие у черной дыры горизонта событий. Для не вращающейся черной дыры радиус горизонта событий совпадает с гравитационным радиусом. На горизонте событий для внешнего наблюдателя ход времени останавливается. Космический корабль, посланный к черной дыре, с точки зрения далекого наблюдателя, никогда не пересечёт горизонт событий, а будет непрерывно замедляться по мере приближения к нему. Всё, что происходит под горизонтом событий, внутри черной дыры, внешний наблюдатель не видит. Космонавт в своём корабле в принципе способен проникнуть под горизонт событий, но передать какую-либо информацию внешнему наблюдателю он не сможет. При этом космонавт, свободно падающий под горизонтом событий, вероятно, увидит другую Вселенную, и даже своё будущее... Связано это с тем, что внутри черных дыр пространственная и временная координаты меняются местами, и путешествие в пространстве здесь заменяется путешествием во времени. Ещё более необычны свойства вращающихся черных дыр. У них горизонт событий имеет меньший радиус, и погружён он внутрь эргосферы - области пространства-времени, в которой тела должны непрерывно двигаться, подхваченные вихревым гравитационным полем вращающейся черной дыры.

Математическое образование черных дыр по теории Шварцшильда.

Как известно, для любого массивного сферического тела можно указать скорость убегания, или так называемую вторую космическую скорость, с которой частица навсегда покинет это тело. Скорость убегания вычисляется по формуле

u_О² =2GM/R

где М - масса тела, R – радиус тела, G – гравитационная постоянная.

Каковы размеры тела массой М, скорость убегания для которого равна скорости света? Если бы u_О = с, то

R²=2GM/c²

Таким образом, тело, с поверхности которого не может вылететь частица света, должно быть сжато в сферу радиусом R < 2*G*M/c². (Эту величину позже назвали гравитационным радиусом и обозначили r_g.)

Легко рассчитать, что для тела с массой Солнца (» 2*10³³ г) гравитационный радиус r_g должен равняться 3 км. Если Солнце вдруг сожмётся до этого радиуса, оно станет невидимым: ни один фотон не вылетит за его пределы. Плотность вещества Солнца достигнет 10 ¹⁶ г/см³.

1916 г. немецкий астроном Карл Шварцшильд (1873-1916) описывая движение планеты в гравитационном поле массивного сферического тела в зависимости от расстояния r между ними, использовал уравнения Эйнштейна и получил решение, терявшее физический смысл (обращавшееся в бесконечность) при r = 0 и r = r_g.

Точки, в которых физические или геометрические характеристики поля обращаются в бесконечность, называют сингулярными (особыми). Сингулярность (особенность) при r = 0, называемая центральной сингулярностью, связана с рассмотрением точечных источников поля. Такую сингулярность нельзя устранить никакими преобразованиями системы отсчёта. Точки же, удовлетворяющие условию r = r_g, образуют целую сферу, называемую сингулярной сферой Шварцшильда.

Для внешнего (покоящегося) наблюдателя область внутри сингулярной сферы как бы не существует. Он даже не может увидеть, чтобы хоть одна частица, падающая извне на эту сферу, её достигла: когда скорость частицы станет близка к скорости света, её собственное время для стороннего наблюдателя, остановится и частица будет выглядеть неподвижной. такие недостижимые, с точки зрения внешнего наблюдателя, сферы называют горизонтами событий.

В действительности тело способно пройти сквозь горизонт - проникнуть внутрь сингулярной сферы и даже достигнуть за конечное время центра r = 0. По пути оно испытывает деформации, связанные с сильнейшим искривлением пространства-времени. Пройдя внутрь сферы Шварцшильда, тело останется для внешнего наблюдателя навеки невидимым: ни один световой сигнал не вырвется наружу из-под неё. Область внутри сферы Шварцшильда - невидимая (чёрная) дыра.

Свойства черных дыр.

Для стороннего наблюдателя структура черной дыры выглядит чрезвычайно простой. В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды (по часам удаленного наблюдателя) все ее внешние особенности, связанные с неоднородностью исходной звезды, излучаются в виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра «забывает» всю информацию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и электрического заряда. Изучая черную дыру, уже невозможно узнать, состояла ли исходная звезда из вещества или антивещества, имела ли она форму сигары или блина и т.п. В реальных астрофизических условиях заряженная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стационарный объект либо будет не вращающейся  «шварцшильдовой черной дырой», которая характеризуется только массой, либо вращающейся «керровской черной дырой», которая характеризуется массой и моментом импульса. Единственность указанных выше типов стационарных черных дыр была доказана в рамках общей теории относительности В. Израэлем, Б. Картером, С. Хокингом и Д. Робинсоном.

Согласно общей теории относительности, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с определенной частотой колебаний, количество которых между двумя событиями можно назвать «интервалом времени». Замечательно, что гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки – что пространство растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем предсказывает ньютонова теория. Любое тело, падающее на черную дыру, задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра.

Черная дыра всегда готова поглотить вещество или излучение, увеличив этим свою массу. Ее взаимодействие с окружающим миром определяется простым принципом Хокинга: площадь горизонта событий черной дыры никогда не уменьшается, если не учитывать квантового рождения частиц.

Дж. Бекенстейн в 1973 предположил, что черные дыры подчиняются тем же физическим законам, что и физические тела, испускающие и поглощающие излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под влиянием этой идеи Хокинг в 1974 показал, что черные дыры могут испускать вещество и излучение, но заметно это будет лишь в том случае, если масса самой черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры могли рождаться сразу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной. Массы этих первичных черных дыр должны быть не более 10¹⁵ г (как у небольшого астероида), а размер 10^-15 м (как у протона или нейтрона). Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары частица–античастица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Черная дыра с массой 10¹⁵ г должно вести себя как тело с температурой 10¹¹ К. Идея об «испарении» черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излучать.

Поиск черных дыр.

Расчеты в рамках общей теории относительности Эйнштейна указывают лишь на возможность существования черных дыр, но отнюдь не доказывают их наличия в реальном мире; открытие настоящей черной дыры стало бы важным шагом в развитии физики. Поиск изолированных черных дыр в космосе безнадежно труден: мы не сможем заметить маленький темный объект на фоне космической черноты. Но есть надежда обнаружить черную дыру по ее взаимодействию с окружающими астрономическими телами, по ее характерному влиянию на них.

Сверхмассивные черные дыры могут находиться в центрах галактик, непрерывно пожирая там звезды. Сконцентрировавшись вокруг черной дыры, звезды должны образовать центральные пики яркости в ядрах галактик; их поиски сейчас активно ведутся. Другой метод поиска состоит в измерении скорости движения звезд и газа вокруг центрального объекта в галактике. Если известно их расстояние от центрального объекта, то можно вычислить его массу и среднюю плотность. Если она существенно превосходит плотность, возможную для звездных скоплений, то полагают, что это черная дыра. Этим способом в 1996 Дж. Моран с коллегами определили, что в центре галактики NGC 4258, вероятно, находится черная дыра с массой 40 млн. солнечных.

Наиболее перспективным является поиск черной дыры в двойных системах, где она в паре с нормальной звездой может обращаться вокруг общего центра масс. По периодическому доплеровскому смещению линий в спектре звезды можно понять, что она обращается в паре с неким телом и даже оценить массу последнего. Если эта масса превышает 3 массы Солнца, а заметить излучение самого тела не удается, то очень возможно, что это черная дыра.

В компактной двойной системе черная дыра может захватывать газ с поверхности нормальной звезды. Двигаясь по орбите вокруг черной дыры, этот газ образует диск и, приближаясь по спирали к черной дыре, сильно нагревается и становится источником мощного рентгеновского излучения. Быстрые флуктуации этого излучения должны указывать, что газ стремительно движется по орбите небольшого радиуса вокруг крохотного массивного объекта.

С 1970-х годов обнаружено несколько рентгеновских источников в двойных системах с явными признаками присутствия черных дыр. Самой перспективной считается рентгеновская двойная V 404 Лебедя и Cygnus XI, масса невидимого компонента которой оценивается не менее чем в 6 масс Солнца. Другие замечательные кандидаты в черные дыры находятся в двойных рентгеновских системах Лебедь X-1, LMCX-3, V 616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. За исключением LMCX-3, расположенной в Большом Магеллановом Облаке, все они находятся в нашей Галактике на расстояниях порядка 8000 св. лет от Земли